HD 4308

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HD 4308
Dados observacionais (J2000)
Constelação Tucana
Asc. reta 00h 44m 39,27s[1]
Declinação -65° 38′ 58,28″[1]
Magnitude aparente 6,552[2]
Características
Tipo espectral G6V Fe-0.9[3]
Cor (U-B) 0,117[2]
Cor (B-V) 0,641[2]
Astrometria
Velocidade radial 95,251 km/s[1]
Mov. próprio (AR) 157,637 mas/a[1]
Mov. próprio (DEC) -741,962 mas/a[1]
Paralaxe 45,40 ± 0,25 mas[1]
Distância 71,84 ± 0,39 anos-luz
22,03 ± 0,12 pc
Magnitude absoluta 4,83 ± 0,02[2]
Detalhes
Massa 0,96 ± 0,03[4] M
Raio 1,05 ± 0,03[4] R
Gravidade superficial log g =
4,37 ± 0,02 cgs[4]
Luminosidade 1,02 ± 0,03[4] L
Temperatura 5674 ± 51[4] K
Metalicidade [Fe/H] = −0,31 ± 0,01[5]
Rotação v sin i = 1,2 km/s[5]
Período de 24 dias[5]
Idade ~10 bilhões[6][5][7]
de anos
Outras denominações
CD-66 38, GJ 31.5, HIP 3497, SAO 248244.[1]
HD 4308
Tucana constellation map.png

HD 4308 é uma estrela na constelação de Tucana. Tem uma magnitude aparente visual de 6,55,[1] estando no limite de visiblidade a olho nu em condições ideais de visualização. É uma estrela relativamente próxima; com base em dados de paralaxe, do primeiro lançamento do catálogo Gaia, está localizada a uma distância de 72 anos-luz (22 parsecs) da Terra.[1]

Propriedades[editar | editar código-fonte]

HD 4308 é uma estrela de classe G da sequência principal semelhante ao Sol com um tipo espectral de G6V.[3] Tem uma massa estimada em 96% da massa solar, raio de 105% do raio solar e está brilhando com 102% da luminosidade solar.[4] Sua fotosfera possui uma temperatura efetiva de 5 674 K,[4] dando à estrela a coloração amarela típica de estrelas de classe G.[8] HD 4308 apresenta um baixo índice de atividade cromosférica e uma baixa velocidade de rotação projetada (v sin i) de 1,2 km/s.[5]

A principal característica de HD 4308 que a distingue do Sol é sua metalicidade, que é muito mais baixa; a estrela possui apenas metade da concentração de ferro solar. A baixa metalicidade junto com uma alta velocidade espacial, representada por (U, V, W) = (−52, −110, −29) km/s, indicam que HD 4308 provavelmente pertence ao disco espesso da Via Láctea, formado por estrelas mais velhas e pobres em metais com grande dispersão de velocidade.[5] De fato, estima-se que HD 4308 tenha uma idade elevada de aproximadamente 10 bilhões de anos.[6][5][7]

Sistema planetário[editar | editar código-fonte]

Em 2006, foi publicada a descoberta de um planeta extrassolar orbitando HD 4308, detectado por espectroscopia Doppler a partir de observações pelo espectrógrafo HARPS. Foram feitas 41 medições de alta precisão da velocidade radial da estrela entre setembro de 2003 e julho de 2005, com uma baixa incerteza média de cerca de 1 m/s, revelando uma periodicidade de 15,6 dias com uma semiamplitude de 4 m/s.[5] Posteriormente, observações adicionais pelo Telescópio Anglo-Australiano permitiram refinar a solução orbital do planeta.[7]

O planeta, HD 4308 b, tem uma baixa massa mínima de 13 vezes a massa da Terra,[7] comparável à massa de Urano. Na época de sua descoberta, era uma dos planetas menos massivos conhecidos.[5] Sua órbita em torno de HD 4308 tem um semieixo maior de 0,12 UA e uma excentricidade moderada de 0,27.[7]

Uma pesquisa com o Observatório Espacial Herschel não detectou emissão infravermelha de HD 4308, que indicaria a presença de um disco de poeira ao redor da estrela. Essas observações impõem um limite máximo de 5,8×10-6 na fração da luminosidade total da estrela na faixa infravermelha.[9]

O sistema HD 4308 [7]
Planeta Massa Semieixo maior
(UA)
Período orbital
(dias)
Excentricidade
b >13,0 ± 1,4 M 0,118 ± 0,009 15,609 ± 0,007 0,27 ± 0,12

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. a b c d e f g h i «HD 4308 -- High proper-motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 28 de outubro de 2017 
  2. a b c d Koen, C.; Kilkenny, D.; van Wyk, F.; Marang, F. (abril de 2010). «UBV(RI)C JHK observations of Hipparcos-selected nearby stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 403 (4): pp. 1949-1968. Bibcode:2010MNRAS.403.1949K. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16182.x 
  3. a b Gray, R. O.; et al. (julho de 2006). «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample». The Astronomical Journal. 132 (1): pp. 161-170. Bibcode:2006AJ....132..161G. doi:10.1086/504637 
  4. a b c d e f g Bonfanti, A.; Ortolani, S.; Nascimbeni, V. (janeiro de 2016). «Age consistency between exoplanet hosts and field stars». Astronomy & Astrophysics. 585: A5, 14 pp. Bibcode:2016A&A...585A...5B. doi:10.1051/0004-6361/201527297 
  5. a b c d e f g h i Udry, S.; et al. (fevereiro de 2006). «The HARPS search for southern extra-solar planets. V. A 14 Earth-masses planet orbiting HD 4308». Astronomy and Astrophysics. 447 (1): pp.361-367. Bibcode:2006A&A...447..361U. doi:10.1051/0004-6361:20054084 
  6. a b Ge, Z. S.; et al. (dezembro de 2016). «Ages of 70 Dwarfs of Three Populations in the Solar Neighborhood: Considering O and C Abundances in Stellar Models». The Astrophysical Journal. 833 (2): artigo 161, 13 pp. Bibcode:2016ApJ...833..161G. doi:10.3847/1538-4357/833/2/161 
  7. a b c d e f O'Toole, S. J.; et al. (agosto de 2009). «The Frequency of Low-Mass Exoplanets». The Astrophysical Journal. 701 (2): pp. 1732-1741. Bibcode:2009ApJ...701.1732O. doi:10.1088/0004-637X/701/2/1732 
  8. «The Colour of Stars», Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, Australia Telescope, Outreach and Education, 21 de dezembro de 2004, consultado em 28 de outubro de 2017 
  9. Marshall, J. P.; et al. (maio de 2014). «Correlations between the stellar, planetary, and debris components of exoplanet systems observed by Herschel». Astronomy & Astrophysics. 565: A15, 14 pp. Bibcode:2014A&A...565A..15M. doi:10.1051/0004-6361/201323058 

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

  • HD 4308 The Extrasolar Planets Encyclopaedia