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Tau Boötis

Tau Boötis , latinizado de τ Boötis, es una estrella de secuencia principal de tipo F a aproximadamente 51 años luz de distancia [1] en la constelación de Boötes . Es un sistema estelar binario , con la estrella secundaria siendo una enana roja . En 1999, se detectó un planeta extrasolar orbitando la estrella primaria.

Componentes estelares

El sistema es un sistema binario . El componente primario es una enana blanca-amarilla ( tipo espectral F6V) y el secundario es una enana roja tenue (tipo espectral M2). [4] El sistema está relativamente cerca, a una distancia de unos 51 años luz . La estrella primaria debería ser fácilmente visible a simple vista en cielos oscuros.

La estrella primaria, Tau Boötis A, es una enana blanca-amarilla. Es un 35 por ciento más masiva y un 42 por ciento más grande que el Sol , por lo que es algo más brillante y más caliente. Tiene alrededor de 1.300 millones de años, lo que la hace también más joven que el Sol. [4] Dado que es más masiva que el Sol, su vida útil es más corta: menos de 6.000 millones de años. Tau Boötis es la primera estrella, aparte del Sol, en la que se ha observado un cambio en la polaridad de su campo magnético . [8] También está catalogada como una supuesta estrella variable . El ciclo de actividad magnética de esta estrella muestra un período de 122 días, mucho más corto que el ciclo solar . [9]

Tau Boötis B (con B mayúscula, en contraposición al planeta) es una enana roja tenue de magnitud 11 con solo la mitad de la masa y el radio del Sol. Orbita la estrella primaria a una distancia promedio de aproximadamente 220 UA (14 segundos de arco ), pero se acerca a unas 28 UA de la primaria, lo que le da a su órbita una excentricidad muy alta de aproximadamente 0,87. Una órbita alrededor de la primaria tardaría aproximadamente 2400 años en completarse. [4]

Sistema planetario

En 1996, un equipo de astrónomos dirigido por R. Paul Butler descubrió el planeta Tau Boötis b orbitando la estrella primaria . [10] También hay algunos indicios de otro planeta orbitando la estrella con un período de aproximadamente 5000 días; sin embargo, esto podría deberse a un efecto instrumental o a un ciclo de actividad magnética estelar. [11] Tau Boötis y su planeta parecen estar bloqueados por mareas entre sí. [12]

Controversia sobre el nombre

El planeta y su estrella anfitriona fue uno de los sistemas planetarios seleccionados por la Unión Astronómica Internacional como parte de NameExoWorlds , su proceso público para dar nombres propios a los exoplanetas y su estrella anfitriona (donde no existe un nombre propio ya). [14] [15] El proceso implicó la nominación pública y votación de los nuevos nombres, y la UAI anunció los nuevos nombres a mediados de diciembre de 2015. [16] Sin embargo, la UAI anuló la votación para el sistema, ya que los nombres ganadores (" Shri Ram Matt " para la estrella y " Bhagavatidevi " para el planeta) [15] fueron juzgados como no conformes con las reglas de la UAI para nombrar exoplanetas debido a las actividades políticas de las personas homónimas. [17] Los nombres obtuvieron la mayoría de los votos emitidos para el sistema, y ​​también constituyeron una proporción significativa de todos los votos emitidos como parte del concurso. [15]

Véase también

Referencias

  1. ^ abcde 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 .
  2. ^ ab Mallik, Sushma V. (diciembre de 1999). "Abundancia y masa del litio". Astronomía y astrofísica . 352 : 495–507. Código Bibliográfico :1999A&A...352..495M.
  3. ^ ab Samus, NN; et al. (2017). "Catálogo general de estrellas variables". Astronomy Reports . 5.1. 61 (1): 80–88. Código Bibliográfico :2017ARep...61...80S. doi :10.1134/S1063772917010085. S2CID  125853869.Buscar: NSV 6444.
  4. ^ abcdefghijklmno Justesen, AB; Albrecht, S. (2019). "Restricción de la órbita del sistema binario que alberga planetas τ Boötis". Astronomía y Astrofísica . 625 . EDP Sciences: A59. arXiv : 1812.05885 . Bibcode :2019A&A...625A..59J. doi : 10.1051/0004-6361/201834368 . ISSN  0004-6361.
  5. ^ Reiners, Ansgar (enero de 2006). "Dependencia de la rotación y la temperatura de la rotación diferencial latitudinal estelar". Astronomía y astrofísica . 446 (1): 267–277. arXiv : astro-ph/0509399 . Bibcode :2006A&A...446..267R. doi :10.1051/0004-6361:20053911. S2CID  8642707.
  6. ^ ab Borsa, F.; Scandariato, G.; Rainer, M.; Bignamini, A.; Maggio, A.; Poretti, E.; Lanza, AF; Di Mauro, diputado; Benatti, S.; Biazzo, K.; Bonomo, AS; Dámasso, M.; Espósito, M.; Gratton, R.; Affer, L.; Barbieri, M.; Bocato, C.; Claudio, RU; Cosentino, R.; Covino, E.; Desidera, S.; Fiorenzano, AFM; Gandolfi, D.; Harutyunyan, A.; Maldonado, J.; Micela, G.; Molaro, P.; Molinari, E.; Pagano, I.; et al. (2015). "El programa GAPS con HARPS-N en TNG. VII. Situando a los exoplanetas en el contexto estelar: Actividad magnética y asterosismología de τ Bootis A". Astronomía y Astrofísica . 578 : A64. arXiv : 1504.00491 . Código Bibliográfico :2015A&A...578A. .64B. doi :10.1051/0004-6361/201525741. S2CID  53490623.
  7. ^ abc Lindgren, Sara; Heiter, Ulrike; Seifahrt, Andreas (febrero de 2016). "Determinación de la metalicidad de enanas M". Astronomía y Astrofísica . 586 : A100. arXiv : 1510.06642 . Bibcode :2016A&A...586A.100L. doi : 10.1051/0004-6361/201526602 . eISSN  1432-0746. ISSN  0004-6361.
  8. ^ Donati, J.-F.; et al. (2008). "Ciclos magnéticos de la estrella que alberga planetas Tau Boötis". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 385 (3): 1179–1185. arXiv : 0802.1584 . Código Bibliográfico :2008MNRAS.385.1179D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.12946.x ​​. S2CID  119089082.
  9. ^ Mittag, M.; et al. (abril de 2017). "Ciclo de actividad cromosférica y coronal de cuatro meses en τ Boötis". Astronomía y Astrofísica . 600 : 9. Bibcode :2017A&A...600A.119M. doi : 10.1051/0004-6361/201629156 . A119.
  10. ^ Butler, R. Paul; et al. (1997). "Tres nuevos planetas tipo 51 Pegasi". The Astrophysical Journal Letters . 474 (2): L115–L118. Código Bibliográfico :1997ApJ...474L.115B. doi : 10.1086/310444 .
  11. ^ Howard, Andrew W.; Fulton, Benjamin J. (2016). "Límites de los compañeros planetarios a partir de sondeos Doppler de estrellas cercanas". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 128 (969). 114401. arXiv : 1606.03134 . Código Bibliográfico :2016PASP..128k4401H. doi :10.1088/1538-3873/128/969/114401. S2CID  118503912.
  12. ^ Walker, GAH; et al. (2008). "MOST detecta variabilidad en tau Bootis posiblemente inducida por su compañero planetario". Astronomía y Astrofísica . 482 (2): 691–697. arXiv : 0802.2732 . Bibcode :2008A&A...482..691W. doi :10.1051/0004-6361:20078952. S2CID  56317105.
  13. ^ Butler, RP; et al. (2006). "Catálogo de exoplanetas cercanos". The Astrophysical Journal . 646 (1): 505–522. arXiv : astro-ph/0607493 . Código Bibliográfico :2006ApJ...646..505B. doi :10.1086/504701. S2CID  119067572.
  14. ^ "NameExoWorlds: un concurso mundial de la IAU para nombrar exoplanetas y sus estrellas anfitrionas". Unión Astronómica Internacional. 9 de julio de 2014. Consultado el 8 de enero de 2016 .
  15. ^ abc "Los ExoMundos". NombreExoMundos . Unión Astronómica Internacional. nd . Consultado el 8 de enero de 2016 .
  16. ^ "El proceso". NombreExoWorlds . Unión Astronómica Internacional. 30 de noviembre de 2015. Archivado desde el original el 15 de agosto de 2015 . Consultado el 8 de enero de 2016 .
  17. ^ "Resultados finales de la votación pública de NameExoWorlds publicados". Unión Astronómica Internacional. 15 de diciembre de 2015. Consultado el 8 de enero de 2016 .

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