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Gliese 440

Gliese 440 , también conocida como LP 145-141 o LAWD 37 , [4] es una enana blanca aislada ubicada a 15,1 años luz (4,6 parsecs ) del Sistema Solar en la constelación de Musca . [16] Es la cuarta enana blanca conocida más cercana al Sol, después de Sirio B , Procyon B y la estrella de van Maanen . [17]

Historia de las observaciones

Gliese 440 se conoce al menos desde 1917, cuando su movimiento propio fue publicado por RTA Innes y HE Wood en el Volumen 37 de la Circular del Observatorio de la Unión . [18] La designación correspondiente es UO 37. [10] (Nota: esta designación no es única para esta estrella, es decir, todas las demás estrellas, enumeradas en la tabla del Volumen 37 de esta Circular, también podrían llamarse con este nombre).

Movimiento espacial

Gliese 440 puede ser un miembro del grupo móvil Wolf 219 , que tiene siete miembros posibles. Estas estrellas comparten un movimiento similar a través del espacio, lo que puede indicar un origen común. [19] Este grupo tiene una velocidad espacial estimada de 160 km/s y sigue una órbita altamente excéntrica a través de la Vía Láctea. [20]

Propiedades

Las enanas blancas ya no generan energía en sus núcleos a través de la fusión nuclear , sino que irradian constantemente el calor restante. Gliese 440 tiene una clasificación espectral DQ, lo que indica que es un tipo raro de enana blanca que muestra evidencia de carbono atómico o molecular en su espectro. [21]

En 2019, se observó a Gliese 440 pasando frente a una estrella más distante. La curvatura de la luz estelar por el campo gravitacional de Gliese 440 observada por el telescopio espacial Hubble permitió medir directamente su masa. La masa estimada de Gliese 440 es de 0,56 ± 0,08 M☉, que se ajusta al rango esperado de una enana blanca con un núcleo de carbono y oxígeno. Esta medición marcó la primera determinación directa de la masa gravitacional de una sola enana blanca. [6]

Gliese 440 tiene solo el 56% de la masa del Sol, [6] pero es el remanente de una estrella masiva de secuencia principal que tenía unas 4,4 masas solares estimadas . [22] Mientras estaba en la secuencia principal, probablemente era una estrella de clase espectral B (en el rango B4-B9). [23] La mayor parte de la masa original de la estrella se desprendió después de que pasó a la etapa de rama gigante asintótica , justo antes de convertirse en una enana blanca.

Búsqueda de compañeros

Un estudio con el telescopio espacial Hubble no reveló ningún compañero orbital visible, al menos hasta el límite de detección. [24] [5]

Su proximidad, masa y temperatura han hecho que se lo considere un buen candidato para buscar planetas similares a Júpiter. Su masa relativamente grande y su temperatura elevada significan que el sistema tiene una vida relativamente corta y, por lo tanto, su origen es más reciente. [22]

El movimiento propio de Hipparcos - Gaia muestra una anomalía que sugiere la presencia de un exoplaneta que tiene una masa de 0,44 o 0,60 MJ y que se encuentra entre Saturno y Júpiter. [25] [26]

Véase también

Referencias

  1. ^ "LAWD 37". esahubble.org . 2 de febrero de 2023. Archivado desde el original el 22 de abril de 2023 . Consultado el 21 de abril de 2023 .
  2. ^ "Límites de las constelaciones". Centre de Données astronomiques de Estrasburgo. Archivado desde el original el 17 de julio de 2019 . Consultado el 16 de julio de 2007 .
  3. ^ abcd Vallenari, A.; et al. (Colaboración Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Resumen del contenido y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
  4. ^ abcd "LEY 37". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 16 de julio de 2007 .
  5. ^ ab Daniel J. Schroeder; et al. (febrero de 2000). "Una búsqueda de compañeros débiles de estrellas cercanas utilizando la cámara planetaria de campo amplio 2". The Astronomical Journal . 119 (2): 906–922. Bibcode :2000AJ....119..906S. doi : 10.1086/301227 .
  6. ^ abc McGill, P.; Anderson, J.; Casertano, S.; Sahu, KC (marzo de 2023), "Primera prueba semiempírica de la relación masa-radio de la enana blanca usando una sola enana blanca mediante microlente astrométrica", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 520 (1): 259–280, doi : 10.1093/mnras/stac3532 , hdl : 10023/26568
  7. ^ abcd Tabla 2, P. Bergeron; SK Leggett; María Teresa Ruiz (abril de 2001). "Análisis fotométrico y espectroscópico de enanas blancas frías con medidas de paralaje trigonométrico". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 133 (2): 413–449. arXiv : astro-ph/0011286 . Código Bibliográfico :2001ApJS..133..413B. doi :10.1086/320356. S2CID  15511301.
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  14. ^ Perryman; et al. (1997). "HIP 57367". Los catálogos de Hipparcos y Tycho . Archivado desde el original el 4 de marzo de 2016. Consultado el 21 de septiembre de 2015 .
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