VB 10 o estrella de Van Biesbroeck / v æ n ˈ b iː z b r ʊ k / [7] es una pequeña y tenue enana roja [2] ubicada en la constelación de Aquila . Es parte de un sistema estelar binario . VB 10 es históricamente notable por ser la estrella menos luminosa y menos masiva conocida desde su descubrimiento en 1944, hasta 1982, cuando se demostró que LHS 2924 era menos luminosa. [8] Aunque está relativamente cerca de la Tierra, a unos 19 años luz, VB 10 es una tenue magnitud 17, lo que dificulta su imagen con telescopios amateurs, ya que puede perderse en el resplandor de la estrella primaria. [1] VB 10 también es el estándar primario para la clase espectral M8V.
VB 10 fue descubierta en 1944 por el astrónomo George van Biesbroeck utilizando el telescopio reflector Otto Struve de 2,1 m (82 pulgadas) en el Observatorio McDonald . La encontró mientras inspeccionaba el campo de visión telescópico de la enana roja de alto movimiento propio Gliese 752 (Wolf 1055), en busca de compañeros. Wolf 1055 había sido catalogada 25 años antes por el astrónomo alemán Max Wolf utilizando técnicas astrofotográficas similares . Se la designa VB 10 en la publicación de 1961 del catálogo de estrellas de Van Biesbroeck . Más tarde, otros astrónomos comenzaron a referirse a ella como la estrella de Van Biesbroeck en honor a su descubridor. Debido a que es tan tenue y está tan cerca de su estrella primaria mucho más brillante , los estudios astronómicos anteriores no la detectaron a pesar de que su gran paralaje y gran movimiento propio deberían haberla hecho destacar en placas fotográficas tomadas en diferentes momentos. [4]
VB 10 tiene una luminosidad extremadamente baja, con una magnitud absoluta de base de casi 19 y una magnitud aparente de 17,3 (algo variable), lo que hace que sea muy difícil de ver.
Las fórmulas matemáticas [9] para calcular la magnitud aparente muestran que, si VB 10 ocupara el lugar del Sol, brillaría en el cielo de la Tierra con una magnitud de −12,87, aproximadamente la misma magnitud que la de la luna llena . [10]
Investigadores posteriores también observaron que su masa, 0,08 masas solares ( M ☉ ), está justo en el límite inferior necesario para crear presiones internas y temperaturas lo suficientemente altas como para iniciar la fusión nuclear y ser realmente una estrella en lugar de una enana marrón . En el momento de su descubrimiento era la estrella de menor masa conocida. El poseedor anterior del récord de menor masa era Wolf 359 con 0,09 M ☉ . [11]
VB 10 también se destaca por su gran movimiento propio , moviéndose más de un segundo de arco al año a través del cielo visto desde la Tierra. [1]
VB 10 es una estrella variable y está identificada en el Catálogo General de Estrellas Variables como V1298 Aquilae. Es una estrella variable de tipo UV Ceti y se sabe que está sujeta a frecuentes eventos de llamaradas solares . [2] Su dinámica se estudió desde el Telescopio Espacial Hubble a mediados de la década de 1990. Aunque VB 10 tiene una temperatura superficial baja normal de 2600 K, se encontró que produce violentas llamaradas de hasta 100.000 K. [11] Esto fue una sorpresa para los astrónomos. Anteriormente se había asumido que las enanas rojas de baja masa tendrían campos magnéticos insignificantes o inexistentes, que son necesarios para la producción de llamaradas solares. Se creía que las enanas carecían de la zona radiativa justo fuera del núcleo de la estrella que alimenta el dinamo de estrellas como nuestro Sol . Sin embargo, la detección de llamaradas solares indica que algún proceso aún desconocido permite que los núcleos exclusivamente convectivos de las estrellas de baja masa produzcan campos magnéticos suficientes para alimentar tales estallidos. [12]
VB 10 es la estrella secundaria de un sistema binario de estrellas . La estrella primaria se llama Gliese 752, por lo que también se la conoce como Gliese 752 B. La estrella primaria es mucho más grande y brillante. Las dos estrellas están separadas por unos 74 segundos de arco (~434 UA). [4]
En mayo de 2009, astrónomos del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA en Pasadena, California , anunciaron que habían encontrado evidencia de un planeta orbitando VB 10, al que designaron VB 10b. El Telescopio Hale de 200 pulgadas (5,1 m) en el Observatorio Palomar se utilizó para detectar evidencia de este planeta utilizando el método de astrometría . [6] [13] Se afirmó que el nuevo planeta tenía una masa 6 veces mayor que la de Júpiter y un período orbital de 270 días. Sin embargo, estudios posteriores que utilizaron espectroscopia Doppler no detectaron las variaciones de velocidad radial que se esperarían si un planeta así estuviera orbitando esta pequeña estrella. [14] [15] Los que afirman que VB 10b es un planeta más masivo que 3 veces la masa de Júpiter, pero este límite es solo la mitad de la masa del planeta que se ajustó mejor a lo que se afirmó originalmente. [16] Las afirmaciones sobre este planeta se enmarcan, pues, en una larga historia de supuestas detecciones astrométricas de planetas extrasolares que fueron posteriormente refutadas. [14]
En 2016, se sospechó que la señal del disco de escombros asimétrico se confundió con el planeta de período largo. [17]