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DeutschHD 154857 – Wikipédia, a enciclopédia livre
| HD 154857 | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Ara |
| Asc. reta | 17h 11m 15,7s[1] |
| Declinação | -56° 40′ 50,9″[1] |
| Magnitude aparente | 7,24[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | G2IV[2] |
| Cor (B-V) | 0,69[1] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 28,136 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | 87,59 mas/a[3] |
| Mov. próprio (DEC) | -55,89 mas/a[3] |
| Paralaxe | 15,7321 ± 0,0385 mas[3] |
| Distância | 207,30 ± 0,51 anos-luz 63,56 ± 0,16 pc |
| Magnitude absoluta | 3,07[4] |
| Detalhes | |
| Massa | 1,13 ± 0,03[5] M☉ |
| Raio | 2,10 ± 0,10[5] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 3,83 ± 0,03 cgs[5] |
| Luminosidade | 4,40 ± 0,30[5] L☉ |
| Temperatura | 5740 ± 46[5] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = −0,30[6] |
| Rotação | v sin i = 1,44 km/s[7] |
| Idade | 5,80 ± 0,50 bilhões[5] de anos |
| Outras denominações | |
| CD-56° 6717, GC 23146, HIP 84069, PPM 345752, SAO 244491.[1] | |
  | |
HD 154857 é uma estrela na constelação de Ara. Com base em dados de paralaxe, do segundo lançamento do catálogo Gaia, está a uma distância de aproximadamente 207 anos-luz (63,6 parsecs) da Terra.[3] Com uma magnitude aparente de 7,24,[1] é invisível a olho nu.
Propriedades
[editar | editar código-fonte]Esta estrela foi anteriormente classificada com um tipo espectral de G5V, o que indicaria que é uma estrela da sequência principal, mas suas características físicas como alta luminosidade e baixa gravidade superficial são mais consistentes com uma subgigante evoluída,[8][6] com um tipo espectral de G2IV.[2] HD 154857 tem uma massa estimada de 1,17 massas solares, raio de 2,10 raios solares e está brilhando com 4,4 vezes a luminosidade solar.[5] Sua fotosfera tem uma temperatura efetiva de 5 740 K,[5] dando à estrela a coloração amarelada típica de estrelas de classe G.[9] Esta estrela possui uma baixa metalicidade, com um conteúdo de ferro equivalente a metade do conteúdo solar,[6] e uma idade estimada de 5,8 bilhões de anos.[5]
Sistema planetário
[editar | editar código-fonte]Em 2004, foi publicada a descoberta de um planeta extrassolar orbitando HD 154857, detectado a partir de mudanças periódicas na velocidade radial da estrela (espectroscopia Doppler). Os autores notaram uma tendência linear na velocidade radial indicativa de um planeta adicional no sistema, com um período orbital longo.[4] Em 2007, essa conclusão foi reforçada, mas os parâmetros do segundo planeta ainda pemaneciam desconhecidos.[10] Em 2014, com vários anos de observação a mais, o planeta exterior já tinha completado uma órbita desde que as observações da estrela começaram, e sua existência finalmente foi confirmada.[8]
Ambos os planetas do sistema são gigantes gasosos mais massivos que Júpiter, com massas mínimas de 2,24 e 2,58 vezes a massa de Júpiter. Orbitam a estrela a distâncias médias de 1,29 e 5,36 UA, com períodos de cerca de 409 e 3450 dias. A órbita do planeta mais externo é essencialmente circular, enquanto a do planeta interno tem uma alta excentricidade de 0,46. Simulações mostram que o sistema é estável a longo prazo.[8]
| Planeta | Massa | Semieixo maior (UA) | Período orbital (dias) | Excentricidade |
|---|---|---|---|---|
| b | >2,24 ± 0,05 MJ | 1,291 ± 0,008 | 408,6 ± 0,5 | 0,46 ± 0,02 |
| c | >2,58 ± 0,16 MJ | 5,36 ± 0,09 | 3452 ± 105 | 0,06 ± 0,05 |
Ver também
[editar | editar código-fonte]Referências
- ↑ a b c d e f g «HD 154857 -- Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 25 de outubro de 2017
- ↑ a b van Belle, Gerard T.; von Braun, Kaspar (abril de 2009). «Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars». The Astrophysical Journal. 694 (4): 1085-1098. Bibcode:2009ApJ...694.1085V. doi:10.1088/0004-637X/694/2/1085
- ↑ a b c d Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365
. doi:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier - ↑ a b McCarthy, Chris; et al. (dezembro de 2004). «Multiple Companions to HD 154857 and HD 160691». Astronomy and Astrophysics. 617 (1): 575-579. Bibcode:2004ApJ...617..575M. doi:10.1086/425214
- ↑ a b c d e f g h i Bonfanti, A.; Ortolani, S.; Nascimbeni, V. (janeiro de 2016). «Age consistency between exoplanet hosts and field stars». Astronomy & Astrophysics. 585: A5, 14. Bibcode:2016A&A...585A...5B. doi:10.1051/0004-6361/201527297
- ↑ a b c Ghezzi, L.; Cunha, K.; Schuler, S. C.; Smith, V. V. (dezembro de 2010). «Metallicities of Planet-hosting Stars: A Sample of Giants and Subgiants». The Astrophysical Journal. 725 (1): 721-733. Bibcode:2010ApJ...725..721G. doi:10.1088/0004-637X/725/1/721
- ↑ Fischer, Debra A.; Valenti, Jeff (abril de 2005). «The Planet-Metallicity Correlation». The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102-1117. Bibcode:2005ApJ...622.1102F. doi:10.1086/428383
- ↑ a b c d Wittenmyer, Robert A.; et al. (março de 2014). «The Anglo-Australian Planet Search. XXIII. Two New Jupiter Analogs». The Astrophysical Journal. 783 (2): artigo 103, 9. Bibcode:2014ApJ...783..103W. doi:10.1088/0004-637X/783/2/103
- ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 25 de outubro de 2017
- ↑ O'Toole, Simon J.; et al. (maio de 2007). «New Planets around Three G Dwarfs». The Astrophysical Journal. 660 (2): 1636-1641. Bibcode:2007ApJ...660.1636O. doi:10.1086/513563
Ligações externas
[editar | editar código-fonte]- HD 154857 The Extrasolar Planets Encyclopaedia