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Serpiente Omega

Omega Serpentis (ω Ser, ω Serpentis) es una estrella solitaria [6] dentro de la parte Serpens Caput de la constelación ecuatorial de Serpens . Es visible a simple vista con una magnitud visual aparente de +5,22. [2] Basándose en un desplazamiento de paralaje anual de 11,93  mas visto desde la Tierra, se encuentra a unos 273  años luz del Sol . A esa distancia, su magnitud visual se ve disminuida por un factor de extinción de 0,19 debido al polvo interestelar . [4] Es un miembro de la Corriente de la Osa Mayor , que se encuentra entre las partes externas, o corona, de este grupo de estrellas en movimiento que siguen aproximadamente un rumbo común a través del espacio. [7]

Con una edad estimada de alrededor de cuatro mil millones de años, [4] Omega Serpentis es una estrella gigante de tipo G evolucionada con una clasificación estelar de G8 III. [3] Es una gigante roja , lo que significa que está generando energía en su núcleo a través de la fusión nuclear de helio. [8] La estrella tiene un estimado del 120% de la masa del Sol , pero se ha expandido a 10,48 veces el radio del Sol . Está irradiando 69 veces la luminosidad solar desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 4.797 K. [4]

Sistema planetario

Las observaciones realizadas entre 2001 y 2003 por el Programa de Búsqueda de Planetas de Okayama mostraron que Omega Serpentis está experimentando variaciones periódicas de velocidad radial con una estimación preliminar del período de 312,3 días. [9] Después de este anuncio en 2005, se realizaron más observaciones que se explicaron mejor por un planeta que sigue una órbita kepleriana , lo que resultó en la confirmación de la existencia del planeta en 2013. [3] Este compañero tiene un período orbital estimado de 277 días, un semieje mayor de 1,1  UA y una excentricidad de 0,1. [3]

Dado que se desconoce la inclinación de la órbita, solo se puede determinar un límite inferior para la masa del planeta. El objeto tiene al menos un 170 % de la masa de Júpiter . Sin embargo, estos valores para el semieje mayor y la masa planetaria se basan en una masa estelar adoptada de 2,17 veces la masa del Sol. [3] Resultados más recientes de Jofré et al. (2015) dan una estimación de masa estelar menor de 1,20 masas solares. [4]

Referencias

  1. ^ abcde van Leeuwen, F. (2007), "Validación de la nueva reducción de Hipparcos", Astronomy and Astrophysics , 474 (2): 653–664, arXiv : 0708.1752 , Bibcode :2007A&A...474..653V, doi :10.1051/0004-6361:20078357, S2CID  18759600.
  2. ^ abcd Mermilliod, J.-C. (1986), "Compilación de datos UBV de Eggen, transformados a UBV (no publicados)", Catálogo de datos UBV de Eggen , Bibcode :1986EgUBV........0M.
  3. ^ abcdefg Sato, Bun'ei; Omiya, Masashi; Harakawa, Hiroki; Liu, Yu-Juan; et al. (Agosto de 2013), "Compañeros planetarios de tres estrellas evolucionadas de masa intermedia: HD 2952, HD 120084 y omega Serpentis", Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón , 65 (4): 12, arXiv : 1304.4328 , Bibcode :2013PASJ. ..65...85S, doi :10.1093/pasj/65.4.85, S2CID  119248666, 85.
  4. ^ abcdef Jofré, E.; et al. (2015), "Parámetros estelares y abundancias químicas de 223 estrellas evolucionadas con y sin planetas", Astronomy & Astrophysics , 574 : A50, arXiv : 1410.6422 , Bibcode :2015A&A...574A..50J, doi :10.1051/0004-6361/201424474, S2CID  53666931, A50.
  5. ^ "algún ser". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 23 de marzo de 2017 .
  6. ^ Eggleton, PP; Tokovinin, AA (septiembre de 2008), "Un catálogo de multiplicidad entre sistemas estelares brillantes", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 389 (2): 869–879, arXiv : 0806.2878 , Bibcode :2008MNRAS.389..869E, doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x , S2CID  14878976.
  7. ^ Chupina, NV; et al. (junio de 2006), "Estructura cinemática del flujo de la corona de la Osa Mayor encontrada usando movimientos propios y velocidades radiales de estrellas individuales", Astronomy and Astrophysics , 451 (3): 909–916, Bibcode :2006A&A...451..909C, doi : 10.1051/0004-6361:20054009 .
  8. ^ Puzeras, E.; et al. (octubre de 2010), "Estudio espectroscópico de alta resolución de estrellas de cúmulos rojos en la galaxia: elementos del grupo del hierro", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 408 (2): 1225–1232, arXiv : 1006.3857 , Bibcode :2010MNRAS.408.1225P, doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17195.x , S2CID  44228180.
  9. ^ Sato, Bun'ei; et al. (febrero de 2005), "Variabilidad de la velocidad radial de los gigantes de tipo G: primeros tres años del programa de búsqueda de planetas de Okayama", Publications of the Astronomical Society of Japan , 57 (1): 97–107, Bibcode :2005PASJ...57...97S, doi : 10.1093/pasj/57.1.97 .