Gliese 412
Gliese 412 é um par de estrelas que compartilham um movimento próprio comum através do espaço e acredita-se que as duas estrelas formam um sistema estelar binário. O par tem uma separação angular de 31,4" em um ângulo de posição de 126,1°.[1] Elas estão localizadas a cerca de 15,8 anos-luz de distante a partir do Sol na constelação de Ursa Major. Ambas são estrelas anãs vermelhas relativamente fracas.
Características[editar | editar código-fonte]
Os dois componentes estelares desse sistema estão atualmente separados um do outro por cerca de 190 UA.[2] A estrela primária tem cerca de 48% da massa do Sol, enquanto a secundária tem apenas 10%.[3] A primária tem uma velocidade de rotação no equador estimada de menos de 3 km/s. A secundária tem uma velocidade de rotação de 7,7 ± 1,7 km/s.[4]
A estrela principal teve suas variações da velocidade radial monitorada que poderia ser causadas por um companheiro de massa semelhante a de Júpiter em um curto período orbital. Porém, não foi apresentado nenhum excesso significativo de variação da velocidade radial que poderia ser atribuído a um planeta.[5] Uma pesquisa do sistema usando interferometria também não conseguiu detectar um companheiro que orbita a distâncias de 1-10 UA.[6] Também não foi detectada uma anã marrom orbitando dentro deste sistema.[7]
Fonte de raios X[editar | editar código-fonte]
A secundária é uma estrela de brilho variável que é referida como WX Ursae Majoris. Caracteriza-se como um tipo de estrela variável UV Ceti que exibe aumentos poucos frequentes em sua luminosidade. Foi observado o aumento do brilho desta estrela já em 1939 pelo astrônomo neerlandês Adriaan van Maanen.[8]
A componente B (WX Ursa Maior) foi identificada como uma fonte de raios X, enquanto que nenhuma emissão significativa de raios X foi detectada a partir da componente A.[9] Este sistema não tinham sido estudado em raios X anteriores à ROSAT.[9]
Referências
- ↑ Gould, Andrew; Chanamé, Julio (fevereiro de 2004). «New Hipparcos-based Parallaxes for 424 Faint Stars». The Astrophysical Journal Supplement Series. 150 (2): 455–464. Bibcode:2004ApJS..150..455G. arXiv:astro-ph/0309001
. doi:10.1086/381147
- ↑ Reid, I. Neill; Gizis, John E. (junho de 1997). «Low-Mass Binaries and the Stellar Luminosity Function». Astronomical Journal. 113: 2246–2269. Bibcode:1997AJ....113.2246R. doi:10.1086/118436
- ↑ «The 100 nearest star systems». Research Consortium On Nearby Stars. 14 de setembro de 2009. Consultado em 14 de setembro de 2009
- ↑ Delfosse, X.; et al. (março de 1998). «Rotation and chromospheric activity in field M dwarfs». Astronomy and Astrophysics. 331: 581–595. Bibcode:1998A&A...331..581D
- ↑ Endl, Michael; et al. (setembro de 2006). «Exploring the Frequency of Close-in Jovian Planets around M Dwarfs». The Astrophysical Journal. 649 (1): 436–443. Bibcode:2006ApJ...649..436E. arXiv:astro-ph/0606121. doi:10.1086/506465
- ↑ Leinert, C.; et al. (setembro de 1997). «A search for companions to nearby southern M dwarfs with near-infrared speckle interferometry». Astronomy and Astrophysics. 325: 159–166. Bibcode:1997A&A...325..159L
- ↑ Oppenheimer, B. R.; et al. (abril de 2001). «A Coronagraphic Survey for Companions of Stars within 8 Parsecs». The Astronomical Journal. 121 (4): 2189–2211. Bibcode:2001AJ....121.2189O. arXiv:astro-ph/0101320. doi:10.1086/319941
- ↑ Joy, Alfred H. (junho de 1967). «Stellar Flares». Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 10 (456): 41–48. Bibcode:1967ASPL...10...41J
- ↑ a b Schmitt JHMM, Fleming TA, Giampapa MS (setembro de 1995). «The X-Ray View of the Low-Mass Stars in the Solar Neighborhood». Ap J. 450 (9): 392–400. Bibcode:1995ApJ...450..392S. doi:10.1086/176149
