Gliese 876 , la enciclopedia libre

Gliese 876

Representación artística de Gliese 876 y Gliese 876 d empleando Celestia.
Datos de observación
(Época J2000.0)
Constelación Acuario
Ascensión recta (α) 22 h 53 m 16.7 s
Declinación (δ) -14°15′49″
Mag. aparente (V) 10.18
Características físicas
Clasificación estelar M3.5V
Masa solar 0.32 ± 0.03 M☉
Radio (0.36 R☉)
Índice de color 1.59 (B-V)
1.15 (U-B)
Magnitud absoluta 11.82
Luminosidad 0.0124 L☉
Temperatura superficial 3,480 ± 512 K
Metalicidad 75% solar
Periodo de rotación 96.7 días
Variabilidad BY Draconis
Edad 9.9 × 109
Astrometría
Mov. propio en α 960.33 mas/año
Mov. propio en δ -675.64 mas/año
Velocidad radial -1.7 km/s
Paralaje 212.59 ± 1.96 mas
Otras designaciones
IL Aquarii, Ross 780, G 156-057, BD-15°6290, GCTP 5546.00, LHS 530, Vys 337, HIP 113020
[editar datos en Wikidata]

Gliese 876 es una estrella enana roja de (tipo espectral M4V) situada a 15 años luz de la Tierra en la constelación de Acuario. Además, tiene la denominación de estrella variable IL Aquarii y posee una magnitud aparente de 10,17. Esta estrella cuenta con la mitad de masa que nuestro Sol. En el año 2006 se conoció que alberga tres planetas, dos parecidos a Júpiter, que se encuentran acoplados en una resonancia orbital 2:1, y otro con una masa de menos de la mitad de Neptuno, de tipo terrestre y el primero en ser descubierto de tan baja masa.

Distancia y visibilidad

[editar]

Gliese 876 está ubicado relativamente cerca de nuestro sistema solar. Según las mediciones astrométricas efectuadas por el satélite Hipparcos, la estrella presenta un paralaje de 212,59 miliarcsegs,[1]​ que corresponde a una distancia de 4,70 pársecs (15,3 años luz). Pese a encontrarse tan cerca de nosotros, la estrella es tan débil que es invisible a simple vista y solo puede observársela mediante telescopios.

Características

[editar]

Al tratarse de una estrella enana roja, Gliese 876 es mucho menor que nuestro Sol: Las estimaciones indican que tendría solamente el 32 % de la masa de nuestra estrella local.[2]​ La temperatura en la superficie de Gliese 876 es más baja en comparación con el Sol y además posee un radio menor.[3]​ La conjunción de estos factores resultan en una estrella que es un 1,24 % que nuestro Sol en cuanto a luminosidad, aunque la mayoría es radiación infrarroja.

Resulta difícil estimar la edad y metalicidad de las estrellas frías a causa de la formación de moléculas diatómicas en sus atmósferas, lo que hace sumamente complejo el proceso. Basándose en modelos espectrales, se estima que Gliese 876 tiene una cantidad menor de metales pesados comparada con el Sol (aproximadamente el 75 % de la existencia solar de hierro).[4]​ Según la actividad cromosférica, y dependiendo del modelo teórico utilizado, es posible que la estrella tenga entre 6520 y 9900 millones de años.[5]​

Al igual que muchas estrellas de poca masa, Gliese 876 es una estrella variable. Está clasificada como una estrella variable BY Draconis y su brillo fluctúa alrededor de 0,04 magnitudes.[6]​ Se cree que este tipo de variabilidad sea causado por las enormes manchas solares pueden observarse en su superficie mientras la estrella realiza su movimiento de rotación.[7]​

Sistema planetario

[editar]

En 1998 se anunció el descubrimiento de un planeta extrasolar en órbita alrededor de 876; el anuncio fue realizado por dos grupos independientes dirigidos por Geoffrey Marcy[2]​ y Xavier Delfosse.[8]​ El planeta fue designado Gliese 876 b y su detección se efectuó a través de la medición de la velocidad radial de la estrella, que era alterada por la gravedad del planeta. Gliese 876 b, que posee una masa cercana al doble de Júpiter, completa su órbita alrededor de su estrella en aproximadamente 61 días, a una distancia de solo 0,208 UA (menos que la distancia que existe entre el Sol y Mercurio.[9]​

Un segundo planeta fue detectado dentro del sistema en 2001, en una órbita interior a la de Gliese 876 b.[10]​ Este nuevo planeta, designado Gliese 876 c y con el 0,62 de la masa de Júpiter, se halla en una resonancia orbital de 1:2 con el planeta exterior y tarda ~30 días en completar su movimiento alrededor de la estrella.[11]​ Esta relación de períodos orbitales fue lo que inicialmente ocultó la velocidad radial del planeta, haciéndola pasar como una mayor excentricidad del Gliese 876 b. Ambos planetas atraviesan fuertes interacciones gravitatorias mientras orbitan su estrella, lo que provoca que sus elementos orbitales cambien a gran velocidad.[12]​

En 2005, las observaciones realizadas por un equipo dirigido por Eugenio Rivera revelaron un tercer planeta en el sistema, dentro de las órbitas de los dos planetas tipo Júpiter.[13]​ Este nuevo planeta, designado Gliese 876 d, posee poca masa (tan solo 5,88 veces la masa de la Tierra) y podría tratarse de un planeta terrestre. Basándose en las mediciones de velocidad radial y el modelo teórico de las interacciones entre los dos planetas gigantes, se estimó que la inclinación orbital era de unos 50° respecto del plano del cielo. Suponiendo que este sea el caso, y asumiendo que el sistema planetario sea coplanar, las masas planetarias serían aproximadamente un 30 % mayores que el límite inferior establecido por el método de velocidad radial. Esto significaría que el planeta interno tendría una masa verdadera de unas 7,5 veces la de la Tierra. Por otro lado, los métodos astronométricos indican que la inclinación del planeta más externo (Gliese 876 b) es de 84°, por lo que las masas verdaderas serían tan solo un poco mayores que el límite inferior.[14]​ Otra investigación dirigida por Paul Shankland (que incluyó a Rivera y otros), revela la falta de tránsito astronómico de los planetas por delante de su estrella (junto con una velocidad radial 'inclinada' de 90°, provocada por el efecto Rossiter-McLaughlin) por lo que indica que la inclinación especulativa de ~90° es muy improbable.[15]​

Los dos planetas tipo Júpiter se encuentran dentro de la zona de habitabilidad 'tradicional' de Gliese 876, que se extiende entre 0,116 y 0,227 UA desde la estrella.[16]​ Esto deja poco espacio para un planeta habitable adicional del tamaño de la Tierra en esa parte del sistema. No obstante, en caso de que los gigantes gaseosos posean lunas de gran tamaño, estas podrían ser capaces de albergar vida. Además, la zona de habitabilidad para planetas de rotación sincrónica con su movimiento de translación podría ser más amplia que los límites tradicionales, lo que puede permitir la existencia de planetas habitables en otros lugares del sistema.[17]​

Planeta Masa
(MJúpiter) 		Período orbital
(días) 		Semieje mayor
(UA) 		Excentricidad Representación artística
d >0,0185 ± 0,0031 1,937760 ± 0,000070 0,0208 ± 0,0012 0
c >0,619 ± 0,088 30,340 ± 0,013 0,1303 ± 0,0075 0,2243 ± 0,0013
b >1,93 ± 0,27 60,940 ± 0,013 0,208 ± 0,012 0,0249 ± 0,0026
e 0,046 ± 0,005 124,26 ± 0,7 0,3343 ± 0,0013 0,055 ± 0,012

Véase también

[editar]

Referencias

[editar]
  1. ↑ «HIP 113020». The Hipparcos and Tycho Catalogues. ESA. 1997. Consultado el 23 de abril de 2008. 
  2. ↑ a b Marcy, G. et al. (1998). «A Planetary Companion to a Nearby M4 Dwarf, Gliese 876». The Astrophysical Journal 505 (2): L147-L149. 
  3. ↑ Johnson, H., Wright, C. (1983). «Predicted infrared brightness of stars within 25 parsecs of the sun». The Astrophysical Journal Supplement Series 53: 643-711. 
  4. ↑ Bean, J. L. et al. (2006). «Metallicities of M Dwarf Planet Hosts from Spectral Synthesis». Astrophysical Journal Letters 653: L65-L68. 
  5. ↑ Saffe, C. et al. (2005). «On the Ages of Exoplanet Host Stars». Astronomy and Astrophysics 443 (2): 609-626. 
  6. ↑ Samus et al. (2004). «IL Aqr». Combined General Catalogue of Variable Stars. Consultado el 23 de abril de 2008. 
  7. ↑ Bopp, B., Evans, D. (1973). «The spotted flare stars BY Dra, CC Eri: a model for the spots, some astrophysical implications». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 164: 343-356. 
  8. ↑ Delfosse, X. et al. (1998). «The closest extrasolar planet. A giant planet around the M4 dwarf GL 876». Astronomy and Astrophysics 338: L67-L70. 
  9. ↑ Butler, R. et al. (2006). «Catalog of Nearby Exoplanets». The Astrophysical Journal 646: 505-522.  (enlace roto disponible en Internet Archive; véase el historial, la primera versión y la última). (web versión)
  10. ↑ Marcy, G. et al. (2001). «A Pair of Resonant Planets Orbiting GJ 876». The Astrophysical Journal 556 (1): 296-301. 
  11. ↑ Rivera, Eugenio J. et al. (julio de 2010). «The Lick-Carnegie Exoplanet Survey: A Uranus-mass Fourth Planet for GJ 876 in an Extrasolar Laplace Configuration». The Astrophysical Journal 719 (1): 890-899. Bibcode:2010ApJ...719..890R. arXiv:1006.4244. doi:10.1088/0004-637X/719/1/890. 
  12. ↑ Rivera, E., Lissauer, J. (2001). «Dynamical Models of the Resonant Pair of Planets Orbiting the Star GJ 876». The Astrophysical Journal 558 (1): 392-402. 
  13. ↑ Rivera, E. et al. (2005). «A ~7.5 M⊕ Planet Orbiting the Nearby Star, GJ 876». The Astrophysical Journal 634 (1): 625-640. 
  14. ↑ Benedict, G. et al. (2002). «A mass for the extrasolar planet Gliese 876b determined from Hubble Space Telescope fine guidance sensor 3 astrometry and high-precision radial velocities». The Astrophysical Journal 581 (2): L115-L118. 
  15. ↑ Shankland, P. D. et al. (2006). «On the Search for Transits of the Planets Orbiting Gliese 876». The Astrophysical Journal 653: 700-707. Archivado desde el original el 18 de junio de 2013. Consultado el 22 de abril de 2008. 
  16. ↑ Jones, B. et al. (2005). «Prospects for Habitable "Earths" in Known Exoplanetary Systems». The Astrophysical Journal 622 (2): 1091-101. 
  17. ↑ Joshi, M.M., et al. (1997). «Simulations of the Atmospheres of Synchronously Rotating Terrestrial Planets Orbiting M Dwarfs: Conditions for Atmospheric Collapse and the Implications for Habitability». Icarus 129 (2): 450-465. 

Enlaces externos

[editar]
Obtenido de «https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Gliese_876&oldid=160478565»