HD 30177

HD 30177
Dados observacionais (J2000)
Constelação Dorado
Asc. reta 04h 41m 54,37s[1]
Declinação -58° 01′ 14,72″[1]
Magnitude aparente 8,37[1]
Características
Tipo espectral G8V[1]
Cor (B-V) 0,81[1]
Astrometria
Velocidade radial 62,1 km/s[1]
Mov. próprio (AR) 66,21 mas/a[2]
Mov. próprio (DEC) -11,99 mas/a[2]
Paralaxe 17,9611 ± 0,0407 mas[2]
Distância 181,59 ± 0,41 anos-luz
55,676 ± 0,126 pc
Magnitude absoluta 4,72 ± 0,09 (visual)[3]
4,36 ± 0,10 (bolométrica)[3]
Detalhes
Massa 1,05 ± 0,01[4] M☉
Raio 1,11 ± 0,02[4] R☉
Gravidade superficial log g = 4,36 ± 0,02 cgs[4]
Luminosidade 1,09 ± 0,01[4] L☉
Temperatura 5596 ± 32[4] K
Metalicidade [Fe/H] = 0,37 ± 0,03[5]
Rotação v sin i = 2,8 km/s[6]
Idade 5,9 ± 1,1[4] bilhões de anos
Outras denominações
CD-58 984, HD 30177, HIP 21850, SAO 233633.[1]
HD 30177

HD 30177 é uma estrela na constelação de Dorado. Tem uma magnitude aparente visual de 8,37,[1] portanto não é visível a olho nu. Medições de paralaxe, do segundo lançamento do catálogo Gaia, indicam que está localizada a uma distância de aproximadamente 182 anos-luz (55,7 parsecs) da Terra.[2]

HD 30177 tem dois planetas extrassolares conhecidos em órbita.[7]

Características

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Com um tipo espectral de G8V,[1] HD 30177 é uma estrela de classe G da sequência principal, uma estrela semelhante ao Sol que gera energia pela fusão de hidrogênio no núcleo. Estima-se que tenha uma massa 5% superior à massa solar e um raio 11% superior ao raio solar. Está brilhando com 109% da luminosidade solar e tem uma temperatura efetiva de 5 600 K.[4] É uma estrela cromosfericamente inativa[3] com uma idade estimada de 5,9 bilhões de anos.[4]

HD 30177 tem uma alta metalicidade, a abundância de elementos além de hidrogênio e hélio, possuindo 234% da concentração de ferro do Sol. A estrela segue a tendência de que planetas massivos são mais frequentemente encontrados ao redor de estrelas ricas em metais.[5]

Sistema planetário

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Em 2003, foi publicada a descoberta de um planeta extrassolar massivo orbitando HD 30177, detectado pelo método da velocidade radial a partir de observações pelo espectrógrafo UCLES, no período entre novembro de 1998 e março de 2002, como parte do Anglo-Australian Planet Search.[3] Em 2017, com mais de uma década adicional de observações da estrela, pelos espectrógrafos UCLES e HARPS, a órbita desse planeta foi refinada e um segundo planeta foi descoberto, com um longo período orbital comparável ao de Saturno.[7]

Ambos os planetas tem altas massas mínimas, de 8,1 e 7,6 vezes a massa de Júpiter, então podem ser anãs marrons se a inclinação orbital for suficientemente baixa. O planeta mais interno tem uma órbita parecida com a de Júpiter, com um período de 2524 dias (6,9 anos) e semieixo maior de 3,58 UA.[7]

A órbita do planeta externo ainda não é bem conhecida, devido ao seu longo período, maior que o período de observação da estrela. Duas soluções foram criadas, uma com um período menor de 7 mil dias e uma excentricidade maior de 0,35, e outra com um período maior de 11,6 mil dias e excentricidade de 0,2. A primeira solução apresenta dificuldades para manter uma configuração estável para o sistema, então a segunda é considerada mais provável. Nesta solução, o planeta tem um semieixo maior de aproximadamente 10 UA, sendo um dos primeiros planetas conhecidos com separação orbital parecida com a de Saturno.[7]

O sistema HD 30177 [7]
Planeta Massa
 Semieixo maior
(UA)
 Período orbital
(dias)
 Excentricidade
b 8,08 ± 0,10 MJ
 3,58 ± 0,01
 2524,4 ± 9,8
 0,184 ± 0,012
c 7,6 ± 3,1 MJ
 9,89 ± 1,04
 11613 ± 1837
 0,22 ± 0,14

Ver também

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Referências

  1. ↑ a b c d e f g h i «HD 30177 -- Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 29 de dezembro de 2017 
  2. ↑ a b c d Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833051  Catálogo Vizier
  3. ↑ a b c d Tinney, C. G.; et al. (abril de 2003). «Four New Planets Orbiting Metal-enriched Stars». The Astrophysical Journal. 587 (1): 423-428. Bibcode:2003ApJ...587..423T. doi:10.1086/368068 
  4. ↑ a b c d e f g h Bonfanti, A.; Ortolani, S.; Nascimbeni, V. (janeiro de 2016). «Age consistency between exoplanet hosts and field stars». Astronomy & Astrophysics. 585: A5, 14. Bibcode:2016A&A...585A...5B. doi:10.1051/0004-6361/201527297 
  5. ↑ a b Sousa, S. G.; Santos, N. C.; Israelian, G.; Mayor, M.; Udry, S. (setembro de 2011). «Spectroscopic stellar parameters for 582 FGK stars in the HARPS volume-limited sample. Revising the metallicity-planet correlation». Astronomy & Astrophysics. 533: A141, 9. Bibcode:2011A&A...533A.141S. doi:10.1051/0004-6361/201117699 
  6. ↑ Jenkins, J. S.; et al. (julho de 2011). «Chromospheric activities and kinematics for solar type dwarfs and subgiants: analysis of the activity distribution and the AVR». Astronomy & Astrophysics. 531: A8, 15. Bibcode:2011A&A...531A...8J. doi:10.1051/0004-6361/201016333 
  7. ↑ a b c d e Wittenmyer, Robert A. (abril de 2017). «The Anglo-Australian Planet Search. XXV. A Candidate Massive Saturn Analog Orbiting HD 30177». The Astronomical Journal. 153 (4): artigo 167, 12. Bibcode:2017AJ....153..167W. doi:10.3847/1538-3881/aa5f17 

Ligações externas

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  • HD 30177 The Extrasolar Planets Encyclopaedia