Lalande 21185 - Lalande 21185
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| Dados de observação Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
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|---|---|
| constelação | Ursa Maior |
| Ascensão certa | 11 h 03 m 20.19400 s |
| Declinação | + 35 ° 58 ′ 11,5682 ″ |
| Magnitude aparente (V) | 7.520 |
| Características | |
| Tipo espectral | M2V |
| Magnitude aparente (B) | 8,960 ± 0,007 |
| Magnitude aparente (V) | 7,520 ± 0,009 |
| Magnitude aparente (R) | ~ 6,6 |
| Magnitude aparente (I) | ~ 5,8 |
| Magnitude aparente (J) | 4,203 ± 0,242 |
| Magnitude aparente (H) | 3,640 ± 0,202 |
| Magnitude aparente (K) | 3,254 ± 0,306 |
| Índice de cor U − B | +1.074 |
| Índice de cor B − V | +1,444 |
| Tipo de variável | POR |
| Astrometria | |
| Velocidade radial (R v ) | -85,6 ± 1,0 km / s |
| Movimento adequado (μ) | RA: −580,27 mas / ano. Dec .: −4765,85 mas / ano |
| Paralaxe (π) | 392,7529 ± 0,0321 mas |
| Distância | 8,3044 ± 0,0007 ly (2,5461 ± 0,0002 pc ) |
| Magnitude absoluta (M V ) | 10,48 |
| Detalhes | |
| Massa | 0,390 ± 0,011 M ☉ |
| Raio | 0,392 ± 0,004 R ☉ |
| Luminosidade (bolométrica) | 0,0195 ± 0,0013 L ☉ |
| Luminosidade (visual, L V ) | 0,0055 L ☉ |
| Gravidade superficial (log g ) | 4,87 ± 0,07 cgs |
| Temperatura | 3.601 ± 51 K |
| Metalicidade [Fe / H] | -0,09 ± 0,16 dex |
| Rotação | 56,15 ± 0,27 d |
| Era | 5-10 Gyr |
| Outras designações | |
| Referências de banco de dados | |
| SIMBAD | dados |
| Arquivo Exoplaneta | dados |
| ARICNS | dados |
Lalande 21185 é uma estrela do sul da Ursa Maior . É a aparente brilhante anã vermelha no hemisfério norte. Apesar disso, e por estar relativamente perto, ela é (como todas as anãs vermelhas) muito escura, tendo apenas magnitude 7,5 na luz visível e, portanto, muito fraca para ser vista a olho nu. A estrela é visível através de um pequeno telescópio ou binóculo.
A aproximadamente 8,31 anos-luz (2,55 parsecs ) de distância, é uma das estrelas mais próximas do Sistema Solar; apenas o sistema Alpha Centauri , Barnard's Star e Wolf 359 e as anãs marrons Luhman 16 e WISE 0855−0714 são conhecidos por estarem mais próximos. Por causa de sua proximidade, é um assunto frequente para levantamentos astronômicos e outras pesquisas e, portanto, é conhecido por inúmeras outras designações. Os trabalhos de pesquisa usam mais comumente as designações BD + 36 2147 , Gliese 411 e HD 95735 para se referir a esta estrela. Em aproximadamente 19.900 anos, ele estará no seu ponto mais próximo, cerca de 4,65 al (1,43 pc ) do Sol, pouco mais da metade de sua distância atual.
História
As coordenadas celestes de Lalande 21185 foram publicadas pela primeira vez em 1801 pelo astrônomo francês Jérôme Lalande, do Observatório de Paris, no catálogo de estrelas Histoire céleste française . Os números de sequência do catálogo para a maioria das estrelas observadas, incluindo esta, foram introduzidos em sua edição de 1847 por Francis Baily . Hoje, essa estrela é uma das poucas que ainda são comumente mencionadas por seu número de catálogo Lalande.
Em maio de 1857, Friedrich Wilhelm Argelander descobriu o alto movimento próprio da estrela. Às vezes era chamada de "segunda estrela de Argelander". (A "primeira estrela de Argelander" é Groombridge 1830 , cujo alto movimento próprio foi descoberto por Argelander antes - em 1842).
É relatado que Friedrich August Theodor Winnecke fez a primeira medição da paralaxe da estrela de 0,511 segundos de arco em 1857-58 e, assim, identificou Lalande 21185 como a segunda estrela conhecida mais próxima do Sol , após o sistema Alpha Centauri . Desde aquela época, medições melhores colocaram a estrela mais longe, mas ela permaneceu como o segundo sistema estelar mais próximo conhecido até a descoberta astrofotográfica de duas anãs vermelhas fracas, Wolf 359 e Barnard's Star, no início do século 20.
Propriedades
Lalande 21185 é uma estrela típica da sequência principal do tipo M ( anã vermelha ) com cerca de 46% da massa do Sol e é muito mais fria do que o Sol a 3.828 K. É intrinsecamente escura com magnitude absoluta de 10,48, emitindo mais de sua energia no infravermelho . A proporção de outros elementos além de hidrogênio e hélio é estimada com base na proporção de ferro para hidrogênio na estrela em comparação com o sol. O logaritmo dessa proporção é −0,20, indicando que a proporção de ferro é cerca de 10 −0,20 , ou 63% do sol. A gravidade da superfície desta estrela relativamente compacta é aproximadamente 65 vezes maior do que a gravidade da superfície da Terra (log g = 4,8 cgs), que é mais do que duas vezes a gravidade da superfície do nosso sol.
Lalande 21185 está listada como uma estrela variável do tipo BY Draconis no Catálogo Geral de Estrelas Variáveis . É identificada pela designação de estrela variável NSV 18593. Vários catálogos de estrelas, incluindo SIMBAD , também a classificam como uma estrela flamejante . Esta conclusão não é suportada pela referência primária que todos esses catálogos usam. As observações feitas nesta referência mostram que é bastante silencioso em comparação com outras estrelas do seu tipo variável.
Lalande 21185 emite raios-X.
É a estrela mais brilhante entre a variável CO Ursae Maj e a estrela comparativamente brilhante HD 95129 a seu oeste ( especificamente ao sul ) e está um pouco mais perto desta última.
Reivindicações de um sistema planetário
O astrônomo holandês Peter van de Kamp escreveu em 1945 que Lalande 21185 possuía um "companheiro invisível" de 0,06 M ☉ (cerca de 60 M J ). Em 1951, van de Kamp e sua estudante Sarah Lippincott reivindicado a detecção astrometric de um sistema planetário usando chapas fotográficas tiradas com a 24 polegadas (610 mm) telescópio refractor em Swarthmore College 's Sproul Observatory . No verão de 1960, Sarah Lippincott alterou a reivindicação de 1951, para um planeta de 0,01 M ☉ (ou seja, 10 M J ), um período orbital de 8 anos, excentricidade de 0,3, um semi-eixo maior de0,083 AU . Ela usou as chapas fotográficas originais e novas chapas tiradas com o mesmo telescópio. Placas fotográficas deste observatório, tiradas na mesma época, foram usadas por Van de Kamp para sua afirmação errônea de um sistema planetário para a estrela de Barnard . As placas feitas com o refrator Sproul de 24 polegadas e usadas para esses e outros estudos mostraram em 1973 falhas; como eram no ano seguinte com medições astrométricas feitas por George Gatewood do Observatório Allegheny .
Em 1996, o mesmo Gatewood anunciou em uma reunião da AAS e para a imprensa popular a descoberta de vários planetas neste sistema, detectados por astrometria. O relatório inicial foi baseado em uma análise muito delicada da posição da estrela ao longo dos anos, que sugeria um movimento orbital reflexo devido a um ou mais companheiros. Gatewood alegou que tais companheiros normalmente apareceriam a mais de 0,8 segundo de arco da própria anã vermelha. No entanto, um artigo de Gatewood publicado apenas alguns anos antes e pesquisas posteriores por outros, usando coronógrafos e técnicas de multifiltro para reduzir os problemas de luz difusa da estrela, não identificou positivamente tais companheiros e, portanto, sua afirmação permanece não confirmada e é agora em dúvida.
Antes da década de 1980, encontrar a velocidade radial das anãs vermelhas não era muito preciso nem consistente e, portanto, devido ao seu brilho aparente e por não ter uma companheira, esta estrela, junto com outras onze outras estrelas anãs vermelhas semelhantes, foram escolhidas para ter sua velocidade radial medida, com alta precisão sem precedentes, pelo caçador de planetas Geoff Marcy . Nenhum companheiro foi detectado ao redor desta estrela nesta nem em outras pesquisas contemporâneas, e tal equipamento inicial teria detectado qualquer planeta superior a 0,7 M J em uma órbita extremamente próxima de 5 dias ou menos; ou superior a 10 M J a cerca da distância orbital de Júpiter.
Dados publicados em 2017 do sistema HIRES no Observatório Keck em Mauna Kea suportam a existência de um planeta muito mais próximo com um período orbital de apenas 9,8693 ± 0,0016 dias, sendo de pelo menos 3,8 M 🜨 .
Outras pesquisas de velocidade radial com o espectrógrafo SOPHIE échelle e revisão do sinal original descobriram que o período de 9,9 dias era indetectável e, em vez disso, propôs, usando ambos os conjuntos de dados, que um exoplaneta orbitando a estrela com um período de 12,95 ou 1,08 dias, muito mais provavelmente 12,95 como exoplanetas de período de 1 dia parecem ser raros nos sistemas. Isso daria ao planeta uma massa mínima de 2,99 massas terrestres. Está muito perto da estrela e, portanto, muito quente para estar na zona habitável, em todos os pontos dentro de sua órbita excêntrica. O planeta proposto na órbita de 12 dias foi confirmado pelo projeto CARMENES (pesquisa de alta resolução Calar Alto para anãs M com Exoearths com infravermelho próximo e espectrógrafos ópticos de Echelle) em 2020.
Um segundo planeta em uma órbita muito mais distante foi inicialmente notado por SOPHIE, mas a linha de base não era longa o suficiente para confirmar o sinal de vários anos. O sinal foi confirmado em 2021 para ser um planeta com massa pelo menos 18,0+2,9
-2,6 M 🜨 , uma estimativa do limite inferior posteriormente revisada para14,2 ± 1,8 M 🜨 .
Suspeita-se que um terceiro planeta, Gliese 411 d, orbite entre Gliese 411 be Gliese 411 c com um período de 215 dias.
| Companheiro (em ordem da estrela) |
Massa |
Semieixo maior ( AU ) |
Período orbital ( dias ) |
Excentricidade | Inclinação | Raio |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | ≥ 2,64 ± 0,19 M ⊕ | 0,0788+0.00056 -0.00057 |
12,946 ± 0,005 | 0,052+0,057 −0,037 |
- | - |
| d (não confirmado) | ≥4,1 ± 0,6 M ⊕ | 0,5141+0,0038 -0,0039 |
215 | 0,15+0,16 −0,11 |
- | - |
| c | ≥14,2 ± 1,8 M ⊕ | 2.845+0,077 −0,067 |
2806+110 −94 |
0,08+0,1 −0,06 |
- | - |
A zona habitável para esta estrela, definida como os locais onde a água líquida poderia estar presente em um planeta semelhante à Terra, está em um raio de 0,11–0,24 UA , onde 1 UA é a distância média da Terra ao Sol. O planeta b tem uma temperatura de equilíbrio de 370,1+5,8
-6,8 K . Outros planetas conhecidos estão fora dos limites de HZ também, mas os de baixa massa não detectados podem estar orbitando nesta região do sistema também.
Veja também
Referências
Notas
links externos
- "Exoplaneta mais próximo?" . Fórum de Bad Astronomy and Universe Today . Página visitada em 29/05/2009 .
- "Lalande 21185" . Páginas de astronomia de David . Página visitada em 22/06/2008 .
- Enciclopédia de planetas extrassolares : Confirmado ( candidato a planeta ) planeta da super-Terra Lalande 21185 b. Recuperado em 15/02/2017
