54 Piscium

54 Piscium

54 Piscium A e a estrela anana 54 Piscium B (círculo).
Data de observación
Época X2000,0      Equinoccio X2000,0
Constelación Pisces
Ascensión recta 00h 39m 21.80589s[1]
Declinación +21° 15′ 01.7081″[1]
Magnitude aparente (V) 5,88[2]
Características
Tipo espectral K0V[3] / T7,5V
Índice de cor U−B +0,57[2]
Índice de cor B−V +0,85[2]
Tipo de variable Posible
Astrometría
Velocidade radial (Rv)−34,2[4] km/s
Movemento propio (μ) RA: −461,32 ± 0,33[1] mas/ano
Dec.: −370,02 ± 0,28[1] mas/ano
Paralaxe (π)90,42 ± 0,32mas
Distancia36,1 ± 0,1 al
(11,06 ± 0,04 pc) pc)
Magnitude absoluta (MV)5,65
Detalles
54 Psc A
Masa0,76[5] M☉
Raio0,944 ± 0,033[3] R☉
Gravidade superficial (log g)4,61[6]
Luminosidade0,52[7] L☉
Temperatura5.062 ± 88[3] K
Metalicidade [Fe/H]–0,15[6] dex
Rotación40,2 ± 4,0 días[8]
Idade6,4[9] Ga
54 Psc B
Masa0,051 ± 0,014[10] M☉
Raio0,082 ± 0,006[10] R☉
Temperatura810 ± 50[10] K
Outras denominacións
BD+20°85, GCTP 110.00, Gliese 27, HD 3651, HIP 3093, HR 166, LHS 1116, LTT 10224, SAO 74175.
Referencias en bases de datos
SIMBADdatos

54 Piscium e unha estrela anana laranxa, que está a aproximadamente 36 anos luz de distancia na constelación de Pisces. No 2002, confirmouse a presenza dun planeta extrasolar ó redor da estrela, e no ano 2006, descubriuse unha anana marrón orbitando ó redor da estrela primaria.

Compoñentes estelares

[editar | editar a fonte]
Tamaño de 54 Piscium (esquerda) en comparación co noso Sol.

A designación de Flamsteed de 54 Piscium orixinouse no catálogo de estrelas do astrónomo británico John Flamsteed, publicado por primeira vez en 1712. Ten unha magnitude aparente de 5,86, o que permite que sexa observable a simple vista baixo unhas boas condicións de observación. A estrela posúe un clasificación K0V, coa clase de luminosidade V, indicando que esta estrela está na secuencia principal , xerando enerxía no seu núcleo a través da fusión termonuclear de hidróxeno en helio. A temperatura efectiva da fotosfera é de preto de 5.062 K,[3] dándolle a tonalidade laranxa característica dunha estrela do tipo K.[11]

Calcúlase que a estrela pode ter un 76 por cento[5] da masa do Sol e o 46 por cento da súa luminosidade. O raio foi determinado directamente por interferometría, sendo o 94 por cento do raio solar.[3] O período de rotación de 54 Piscium é de preto de 40,2 días.[8] A idade da estrela é de preto de 6.400 millóns de anos, en base a actividade da cromosfera e a análise isocrónica.[9] Hai algunhas dúbidas entre a prensa científica sobre a presenza e cantidade de elementos máis pesados có hidróxeno en comparación có Sol, o que os astrónomos denominan metalicidade. Santos e col. (no 2004) informaron do logaritmo da taxa da abundancia de ferro a hidróxeno, [Fe/H], cun valor de 0,12 dex, mentres que [12] Cenarro e col. (no 2007) publicaron un valor de -0,15 dex.[6]

Unha observación a longo prazo dos niveis da actividade magnética da estrela suxire que está entrando nun período mínimo de Maunder, o que significa que pode sufrir un longo período de baixas cantidades de machas solares. Ten un ciclo de actividade similar ó Sol que está a diminuír en magnitude. Ata o 2010, o período máis recente de pico de actividade foi en 1992-1996, que amosou un menor nivel de actividade có pico anterior de 1976-1980.[8]

Impresión artística da anana marrón 54 Piscium B e do planeta 54 Piscium b.

No 2006, unha imaxe directa de 54 Piscium amosou que había unha anana marrón acompañando a 54 Piscium A.[5] Pénsase que 54 Piscium B é unha "anana marrón de metano" do tipo espectral "T7.5V". A luminosidade deste obxecto sub-estelar suxire que ten unha masa de 0,051 masas solares (50 veces a masa de Xúpiter) e 0,082 veces o raio do sol. Semellante á Gliese 570 D, esta anana marrón tería unha temperatura superficial de 810 K (537 °C).[10]

Cando 54 Piscium B foi directamente fotografada polo Telescopio Espacial Spitzer da NASA, púidose observar que a anana marrón tiña unha separación dunhas 476 UA coa súa estrela primaria.[10] 54 Piscium B foi a primeira anana marrón detectada ó redor dunha estrela cun planeta extrasolar xa confirmado (baseado en pescudas de velocidade radial).

Sistema planetario

[editar | editar a fonte]

A estrela xira cunha inclinación de 83+7
−56 graos en relación coa Terra.[8]

O 16 de xaneiro do 2002, un equipo de astrónomos (liderado por Geoff Marcy) anunciou o descubrimento dun planeta extrasolar (chamado 54 Piscium b) ó redor de 54 Piscium.[13][14] Estimase que o planeta ten unha masa de só o 20 por cento da masa de Xúpiter (o planeta sería, máis ou menos, do mesmo tamaño e masa que Saturno). O planeta orbita seu sol a unha distancia de 0,28 UA (o que faría que estivese dentro da órbita de Mercurio), e lévalle preto de 62 días completar unha órbita. Asumiuse que o planeta comparte a mesma inclinación cá estrela e por iso seguramente teña unha masa real moi próxima ó rango mínimo da súa masa estimada;[15] polo contra, sábese que moitos planetas do tipo Xúpiter quente teñen órbitas inclinadas respecto do eixe da súa estrela nai.[16]

O planeta ten un alta excentricidade, do redor do 0,63. A órbita altamente elíptica suxeriu que a gravidade dun obxecto invisible máis afastado da estrela estaba tirando cara a fóra do planeta. Este fenómeno foi confirmado polo descubrimento dunha anana marrón dentro do sistema.

A órbita dun planeta do tipo Terra debería estar centrada dentro das 0,68 UA[17] (ó redor da distancia orbital de Venus), que nun sistema Kepleriano significa un período orbital 240 días. Nunha simulación posterior que incluía á anana marrón, a órbita de 54 Piscium b "varría e limpaba" a maioría das partículas da proba dentro das 0,5 UA, deixando só asteroides "en órbitas de baixa excentricidade preto da distancia do apoastro do planeta, preto da resonancia 1:2". Ademais, as observacións descartaron a posibilidade da presenza de planetas tipo Neptuno ou de planetas máis pesados, ​​cun período dun ano ou menos; aínda que si permite a posibilidade da presenza de planetas do tamaño da Terra a unha distancia de 0,6 UA ou máis.[18]


O sistema 54 Piscium [14]
Compañeiro
(en orde dende a estrela) 		Masa Raio Semieixo maior
(UA) 		Período orbital
(días) 		Inclinación Excentricidade
b > 0,227 ± 0,023 Mx ? 0,296 ± 0,017 62,206 ± 0,021 ? 0,618 ± 0,051

Notas

[editar | editar a fonte]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 F. van Leeuwen (Novembro do 2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics 474 (2): 653–664. Bibcode:2007A&A...474..653V. arXiv:0708.1752. doi:10.1051/0004-6361:20078357. 
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 Johnson, H. L.; Iriarte, B.; Mitchell, R. I.; Wisniewskj, W. Z.; (1966). "UBVRIJKL photometry of the bright stars". Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 4 (99). Bibcode:1966CoLPL...4...99J. 
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 van Belle, Gerard T.; von Braun, Kaspar; (2009). "Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars". The Astrophysical Journal 694 (2): 1085–1098. Bibcode:2009ApJ...694.1085V. arXiv:0901.1206. doi:10.1088/0004-637X/694/2/1085. 
  4. ↑ Wilson, Ralph Elmer (1953). Carnegie Institution of Washington, ed. "General catalogue of stellar radial velocities". Bibcode:1953GCRV..C......0W. 
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 Mugrauer, M.; Seifahrt, A.; Neuhäuser, R.; Mazeh, T.; (2006). "HD 3651 B: the first directly imaged brown dwarf companion of an exoplanet host star". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 373 (1): L31–L35. Bibcode:2006MNRAS.373L..31M. arXiv:astro-ph/0608484. doi:10.1111/j.1745-3933.2006.00237.x. 
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 Cenarro, A. J.; Peletier, R. F.; Sánchez-Blázquez, P.; Selam, S. O.; Toloba, E.; Cardiel, N.; Falcón-Barroso, J.; Gorgas, J.; Jiménez-Vicente, J.; (Xaneiro do 2007). "Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 374 (2): 664–690. Bibcode:2007MNRAS.374..664C. arXiv:astro-ph/0611618. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x. 
  7. ↑ Ghezzi, L.; Cunha, K.; Smith, V. V.; de Araújo, F. X.; Schuler, S. C.; de la Reza, R.; (Setembro do 2010). "Stellar Parameters and Metallicities of Stars Hosting Jovian and Neptunian Mass Planets: A Possible Dependence of Planetary Mass on Metallicity". The Astrophysical Journal 720 (2): 1290–1302. Bibcode:2010ApJ...720.1290G. arXiv:1007.2681. doi:10.1088/0004-637X/720/2/1290. 
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 8,3 Simpson, E. K.; Baliunas, S. L.; Henry, G. W.; Watson, C. A.; (Novembro do 2010). "Rotation periods of exoplanet host stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 408 (3): 1666–1679. Bibcode:2010MNRAS.408.1666S. arXiv:1006.4121. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17230.x.  coma "HD 3651".
  9. ↑ 9,0 9,1 Mamajek, Eric E.; Hillenbrand, Lynne A.; (Novembro do 2008). "Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics". The Astrophysical Journal 687 (2): 1264–1293. Bibcode:2008ApJ...687.1264M. arXiv:0807.1686. doi:10.1086/591785. 
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 Luhman, K. L.; Patten, B. M.; Marengo, M.; Schuster, M. T.; Hora, J. L.; Ellis, R. G.; Stauffer, J. R.; Sonnett, S. M.; Winston, E.; (2007). "Discovery of Two T Dwarf Companions with the Spitzer Space Telescope". The Astrophysical Journal 654 (1): 570–579. Bibcode:2007ApJ...654..570L. arXiv:astro-ph/0609464. doi:10.1086/509073. 
  11. ↑ Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, ed. (21 de decembro do 2004). "The Colour of Stars". Australia Telescope, Outreach and Education. Arquivado dende o orixinal o 22-02-2012. Consultado o 16-01-2012. 
  12. ↑ Santos, N. C.; Israelian, G.; Mayor, M.; (Marzo do 2004). "Spectroscopic [Fe/H] for 98 extra-solar planet-host stars. Exploring the probability of planet formation". Astronomy and Astrophysics 415: 1153–1166. Bibcode:2004A&A...415.1153S. arXiv:astro-ph/0311541. doi:10.1051/0004-6361:20034469. 
  13. ↑ Fischer, Debra A.; Butler, R. Paul; Marcy, Geoffrey W.; Vogt, Steven S.; Henry, Gregory W.; (2003). "A Sub-Saturn Mass Planet Orbiting HD 3651". The Astrophysical Journal 590 (2): 1081–1087. Bibcode:2003ApJ...590.1081F. doi:10.1086/375027. 
  14. ↑ 14,0 14,1 Butler, R. P.; Wright, J. T.; Marcy, G. W.; Fischer, D. A.; Vogt, S. S.; Tinney, C. G.; Jones, H. R. A.; Carter, B. D.; Johnson, J. A.; (2006). "Catalog of Nearby Exoplanets". The Astrophysical Journal 646 (1): 505–522. Bibcode:2006ApJ...646..505B. arXiv:astro-ph/0607493. doi:10.1086/504701. 
  15. ↑ Extrasolar Planet Encyclopaedia (ed.). "Planet HD 3651 b". Consultado o 12-11-2012. 
  16. ↑ Roberto Sanchis-Ojeda, Josh N. Winn, Daniel C. Fabrycky (2012). "Starspots and spin-orbit alignment for Kepler cool host stars". Bibcode:2013AN....334..180S. arXiv:1211.2002. doi:10.1002/asna.201211765. 
  17. ↑ Isto basease na raíz cadrada de luminosidade relativa da estrela respecto do Sol, pola lei do inverso do cadrado.
  18. ↑ Wittenmyer, Robert A.; Endl, Michael; Cochran, William D.; Levison, Harold F.; (2007). "Dynamical and Observational Constraints on Additional Planets in Highly Eccentric Planetary Systems". The Astronomical Journal 134 (3): 1276–1284. Bibcode:2007AJ....134.1276W. arXiv:0706.1962. doi:10.1086/520880. 

Véxase tamén

[editar | editar a fonte]

Outros artigos

[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas

[editar | editar a fonte]