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Lalande 21185

Lalande 21185 (también conocida como BD+36 2147 , Gliese 411 y HD 95735 [3] ) es una estrella situada al sur de la Osa Mayor . Es la enana roja más brillante del hemisferio norte. [nb 2] [9] [10] A pesar de ello, y de estar relativamente cerca, es muy tenue (como todas las enanas rojas), ya que tiene una magnitud de tan solo 7,5 en luz visible y, por tanto, es demasiado débil para ser vista a simple vista. La estrella es visible a través de un pequeño telescopio o unos binoculares. [11]

A 8,304 años luz (2,546 parsecs ) [1] de distancia es una de las estrellas más cercanas al Sistema Solar; sólo se sabe que el sistema Alfa Centauri , la Estrella de Barnard , Wolf 359 y las enanas marrones Luhman 16 y WISE 0855−0714 están más cerca. [12] Debido a su proximidad es un tema frecuente de estudios astronómicos y otras investigaciones y por ello se la conoce por numerosas otras designaciones, las más comunes Gliese 411 y HD 95735. En aproximadamente 19.900 años estará en su punto más cercano, a unos 4,65 años luz (1,43 pc ) del Sol, un poco más de la mitad de su distancia actual. [13] [14]

Lalande 21185 tiene dos exoplanetas conocidos y un exoplaneta candidato, lo que lo convierte en el segundo sistema planetario confirmado más cercano al Sistema Solar.

Historia

Distancias de las estrellas más cercanas desde hace 20.000 años hasta 80.000 años en el futuro

Las coordenadas celestes de Lalande 21185 fueron publicadas por primera vez en 1801 por el astrónomo francés Jérôme Lalande del Observatorio de París en el catálogo de estrellas Histoire céleste française . Los números de secuencia del catálogo para la mayoría de las estrellas observadas, incluida esta, fueron introducidos en su edición de 1847 por Francis Baily . [15] [16] Hoy en día, esta estrella es una de las pocas a las que todavía se hace referencia comúnmente por su número de catálogo Lalande. [17]

En mayo de 1857, Friedrich Wilhelm Argelander descubrió el movimiento propio elevado de la estrella. A veces se la denominaba "la segunda estrella de Argelander". [18] [19] [20] (La "primera estrella de Argelander" es Groombridge 1830 , cuyo movimiento propio elevado había sido descubierto por Argelander antes, en 1842).

Se dice que Friedrich August Theodor Winnecke realizó la primera medición de la paralaje de la estrella de 0,511 segundos de arco en 1857-58 y, por lo tanto, identificó por primera vez a Lalande 21185 como la segunda estrella conocida más cercana al Sol , después del sistema Alpha Centauri . [19] Desde entonces, mejores mediciones han situado a la estrella más lejos, pero siguió siendo el segundo sistema estelar conocido más cercano hasta el descubrimiento astrofotográfico de dos enanas rojas tenues, Wolf 359 y la estrella de Barnard, a principios del siglo XX. [21]

Propiedades

Curva de luz de rayos X para una llamarada en NSV 18593, adaptada de Pye et al. (2015) [22]
Posición de Lalande 21185 en un mapa de radar entre todos los objetos o sistemas estelares a 9 años luz (años luz) del centro del mapa, el Sol (Sol). Las formas de diamante son sus posiciones ingresadas de acuerdo con la ascensión recta en ángulo horario (indicado en el borde del disco de referencia del mapa) y de acuerdo con su declinación . La segunda marca muestra la distancia de cada uno al Sol, y los círculos concéntricos indican la distancia en pasos de un año luz.

Lalande 21185 es una estrella típica de secuencia principal de tipo M ( enana roja ) con aproximadamente el 39% de la masa y el radio del Sol. También es mucho más fría que el Sol, con una temperatura superficial de 3550 K. Con solo el 2,2% de la luminosidad del Sol, [6] es intrínsecamente tenue con una magnitud absoluta de 10,48, emitiendo la mayor parte de su energía en el infrarrojo . [5] La proporción de elementos distintos del hidrógeno y el helio se estima en función de la relación entre hierro e hidrógeno en la estrella en comparación con el Sol. El logaritmo de esta relación es −0,20, lo que indica que la proporción de hierro es de aproximadamente 10 −0,20 , o el 63% del Sol. La gravedad superficial de esta estrella relativamente compacta es aproximadamente 65 veces mayor que la gravedad en la superficie de la Tierra (log g = 4,8 cgs), [23] que es más del doble de la gravedad superficial del Sol.

Lalande 21185 está catalogada como una estrella variable de tipo BY Draconis en el Catálogo General de Estrellas Variables . Se la identifica con la designación de estrella variable NSV 18593. [4] Varios catálogos de estrellas, incluido SIMBAD , también la clasifican como una estrella fulgurante . Esta conclusión no está respaldada por la referencia principal que utilizan todos estos catálogos. Las observaciones realizadas en esta referencia muestran que es bastante tranquila en comparación con otras estrellas de su tipo variable. [24]

Lalande 21185 emite rayos X y se han observado llamaradas de rayos X. [25] [22]

Sistema planetario

Los datos publicados en 2017 del sistema HIRES en el Observatorio Keck en Mauna Kea respaldaron la existencia de un planeta cercano con un período orbital de solo 9,8693 ± 0,0016 días, siendo al menos 3,8  M E . [26] Una investigación posterior de la velocidad radial con el espectrógrafo échelle SOPHIE y la revisión de la señal original descubrieron que el período de 9,9 días era indetectable y, en su lugar, propusieron, utilizando ambos conjuntos de datos, un exoplaneta que orbita la estrella con un período de 12,95 o 1,08 días, mucho más probablemente 12,95, en la medida en que los exoplanetas de período de 1 día parecen ser raros en los sistemas. Esto le daría al planeta una masa mínima de 2,99 masas terrestres. Está demasiado cerca de la estrella y, por lo tanto, demasiado caliente, para estar en la zona habitable, en todos los puntos dentro de su órbita excéntrica. [27] El planeta propuesto en órbita de 12 días fue confirmado por el proyecto CARMENES  [ja] (Calar Alto high-Resolution search for M dwarfs with Exoearths with Near-infrared and optical Echelle Spectrographs) en 2020. [8]

SOPHIE detectó inicialmente un segundo planeta con una órbita más distante, pero la línea de base no fue lo suficientemente larga como para confirmar la señal de varios años de duración. En 2021 se confirmó que la señal era un planeta con una masa de al menos 18.0+2,9
-2,6 M 🜨 , [28] una estimación de límite inferior revisada posteriormente a14,2 ± 1,8  M 🜨 . [7]

Se sospecha que un tercer planeta, Gliese 411 d, orbita entre Gliese 411 b y Gliese 411 c con un período de 215 días. [7]

La zona habitable de esta estrella, definida como los lugares donde podría haber agua líquida en un planeta similar a la Tierra, está en un radio de 0,11 a 0,24  UA , donde 1 UA es la distancia promedio de la Tierra al Sol. [29] El planeta b tiene una temperatura de equilibrio de 370,1+5,8
-6,8 K. Otros planetas conocidos también están fuera de los límites de HZ, pero otros de baja masa no detectados también podrían estar orbitando en esta región de este sistema. [8]

Reclamaciones pasadas sobre planetas

El astrónomo holandés Peter van de Kamp escribió en 1945 que Lalande 21185 poseía un "compañero invisible" de 0,06  M ☉ (aproximadamente 60  M J ). [30] En 1951, van de Kamp y su estudiante Sarah Lippincott afirmaron la detección astrométrica de un sistema planetario utilizando placas fotográficas tomadas con el telescopio refractor de 24 pulgadas (610 mm) en el Observatorio Sproul del Swarthmore College . [31] En el verano de 1960, Sarah Lippincott alteró la afirmación de 1951, a un planeta de 0,01  M ☉ (es decir, 10 M J ), un período orbital de 8 años, una excentricidad de 0,3, un semieje mayor [nb 3] de 0,083  UA . [32] Utilizó las placas fotográficas originales y placas nuevas tomadas con el mismo telescopio. [33] Las placas fotográficas de este observatorio, tomadas al mismo tiempo, fueron utilizadas por Van de Kamp para su afirmación errónea de un sistema planetario para la estrella de Barnard . Las placas hechas con el refractor Sproul de 24 pulgadas y utilizadas para estos y otros estudios se demostraron en 1973 como defectuosas; [34] como lo fueron el año siguiente con las mediciones astrométricas realizadas por George Gatewood del Observatorio Allegheny . [35]

En 1996, el mismo Gatewood anunció de forma destacada en una reunión de la AAS [36] y a la prensa popular [37] el descubrimiento de múltiples planetas en este sistema, detectados por astrometría. El informe inicial se basó en un análisis muy delicado de la posición de la estrella a lo largo de los años, que sugería un movimiento orbital reflejo debido a uno o más compañeros. Gatewood afirmó que dichos compañeros normalmente aparecerían a más de 0,8 segundos de arco de la propia enana roja. Sin embargo, un artículo de Gatewood publicado sólo unos años antes [38] y búsquedas posteriores realizadas por otros, utilizando coronógrafos y técnicas de multifiltro para reducir los problemas de luz dispersa de la estrella, no identificaron positivamente ninguno de esos compañeros, [39] por lo que su afirmación sigue sin confirmarse y ahora está en duda.

Antes de los años 1980, la determinación de la velocidad radial de las enanas rojas no era ni muy precisa ni consistente, y por eso, debido a su brillo aparente y a que no tiene una compañera, esta estrella, junto con otras once estrellas enanas rojas similares, fueron elegidas para que el cazador de planetas Geoff Marcy midiera su velocidad radial con una precisión sin precedentes . [40] No se detectó ninguna compañera alrededor de esta estrella en este ni en otros estudios contemporáneos, y un equipo tan temprano habría detectado cualquier planeta que excediera los 0,7 M J en una órbita extremadamente cercana de 5 días o menos; o que excediera los 10 M J a aproximadamente la distancia orbital de Júpiter. [40]  

Véase también

Referencias

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Notas

  1. ^ Conociendo la magnitud visual absoluta de Lalande 21185, , y la magnitud visual absoluta del Sol, = , se puede calcular la luminosidad visual de Lalande 21185: = 0,005495 ​​Lv ⊙
  2. ^ Sólo AX Microscopii y Lacaille 9352 , en el hemisferio sur, son más brillantes
  3. ^ cual sería el radio orbital si e fuera 0, es decir, una órbita circular

Enlaces externos