HD 38529 - HD 38529
Dados de observação Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
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constelação | Orion |
HD 38529 A | |
Ascensão certa | 05 h 46 m 34,9130 s |
Declinação | + 01 ° 10 ′ 05,5125 ″ |
Magnitude aparente (V) | +5,94 |
HD 38529 B | |
Ascensão certa | 05 h 46 m 19,3765 s |
Declinação | + 01 ° 12 ′ 47,2632 ″ |
Magnitude aparente (V) | +13,35 |
Características | |
Tipo espectral | G4IV / M3.0V |
Índice de cor U − B | ? /? |
Índice de cor B − V | 0,773 / 0,46 |
Tipo de variável | Nenhum / ? |
Astrometria | |
HD 38529 A | |
Velocidade radial (R v ) | +28,9 km / s |
Movimento adequado (μ) | RA: -77,670 ± 0,100 mas / ano Dec .: -141,987 ± 0,100 mas / ano |
Paralaxe (π) | 23,5819 ± 0,0587 mas |
Distância | 138,3 ± 0,3 ly (42,4 ± 0,1 pc ) |
Magnitude absoluta (M V ) | +2,81 |
HD 38529 B | |
Movimento adequado (μ) | RA: -78,556 ± 0,065 mas / ano Dec .: -142,051 ± 0,064 mas / ano |
Paralaxe (π) | 23,6567 ± 0,0392 mas |
Distância | 137,9 ± 0,2 ly (42,27 ± 0,07 pc ) |
Magnitude absoluta (M V ) | +10,23 |
Detalhes | |
HD 38529 A | |
Massa | 1,479 ± 0,037 M ☉ |
Raio | 2,678 ± 0,026 R ☉ |
Luminosidade | 6,16 ± 0,15 L ☉ |
Gravidade superficial (log g ) | 3,83 ± 0,06 cgs |
Temperatura | 5619 ± 44 K |
Metalicidade [Fe / H] | 0,38 ± 0,03 dex |
Velocidade de rotação ( v sin i ) | 3,20 ± 0,50 km / s |
Idade | 3,07 ± 0,39 Gyr |
Outras designações | |
HD 38529 A : BD + 01 ° 1126 , HIP 27253, HR 1988, WDS J05466 + 0110A | |
HD 38529 B : WDS J05466 + 0110B , LP 598-99, 2MASS J05461937 + 0112471 | |
Referências de banco de dados | |
SIMBAD | dados |
HD 38529 (138 G. Orionis) é uma estrela binária a aproximadamente 138 anos-luz de distância na constelação de Orion .
HD 38529 A
HD 38529 A é uma estrela subgigante amarela , que também foi classificada como uma anã da sequência principal do tipo espectral G4V. É cerca de 40% mais massivo que o nosso sol . Duas companheiras subestelares são conhecidas em órbita ao redor desta estrela, incluindo uma com uma massa acima do limite de fusão de deutério que é freqüentemente usada como linha divisória entre planetas gigantes e anãs marrons . Há um disco de detritos localizado a pelo menos 86 unidades astronômicas da estrela. Sua órbita provavelmente está ligeiramente desalinhada com as órbitas planetárias, de 21 a 45 °.
Sistema planetário
Em 2002, o planeta HD 38529 b foi descoberto orbitando a estrela HD 38529 A por Debra Fischer e colaboradores que o detectaram usando a técnica de espectroscopia doppler . Tem massa de 78% a de Júpiter e orbita muito perto da estrela, um pouco além do limite de distância para Júpiter quente . Um ano depois, um superjoviano HD 38529 c maciço foi encontrado orbitando a 3,68 UA com uma massa mínima de 12,7 massas de Júpiter . As medições astrométricas do satélite Hipparcos deram uma inclinação de melhor ajuste de 160 ° e uma massa verdadeira 37 vezes a de Júpiter, transformando este planeta em uma anã marrom . Um estudo mais aprofundado do sistema usando a astrometria do Telescópio Espacial Hubble revisou a massa de HD 38529 c para baixo para 17,7 massas de Júpiter e sugeriu a presença de um planeta adicional, orbitando na lacuna entre HD 38529 be c. O possível terceiro planeta foi refutado depois que medições adicionais de velocidade radial foram coletadas.
Companheiro (em ordem da estrela) |
Massa |
Semieixo maior ( AU ) |
Período orbital ( dias ) |
Excentricidade | Inclinação | Raio |
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b | > 0,8047 ± 0,0139 M J | 0,1278 ± 0,0006 | 14,30978 ± 0,00033 | 0,259 ± 0,016 | - | - |
c | 16,76 ± 0,11 M J | 3,594 ± 0,018 | 2133,54 ± 3,31 | 0,3472 ± 0,0057 | - | - |
Disco de detritos | > 86 UA | - | - |
HD 38529 B
HD 38529 B é um companheiro estelar de movimento adequado comum para HD 38529 A a uma distância projetada de cerca de ~ 12000 unidades astronômicas . A estrela é uma anã vermelha do tipo espectral M3.0V. Demonstrou-se que estrelas binárias largas como HD 38529 AB são vulneráveis a perturbações por marés galácticas e perturbações por estrelas que passam.
Veja também
Referências
links externos
- "Notas para estrela HD 38529" . The Extrasolar Planets Encyclopaedia . Página visitada em 14 de abril de 2006 .
- Extrasolar Planet Interactions por Rory Barnes & Richard Greenberg, Lunar and Planetary Lab, University of Arizona