Gliese 623

Gliese 623 (Gliese 623 ) es una estrella doble espectroscópica en la constelación norteña de Hércules . La estrella tiene una magnitud aparente de +10,27 m [2] y no es visible a simple vista según la escala de Bortl . A partir de las mediciones de paralaje tomadas durante la misión Hipparcos , se sabe que la estrella está a unos 26,3 años  de distancia . años ( 8.06  pc ) del Sol [1] .

La estrella se observa al norte de 44°S. , es decir, al norte de las islas de Tasmania , Sur ( Nueva Zelanda ), Chiloe y Prov. Chubut ( Argentina ), es decir, es visible en casi todo el territorio de la Tierra habitada , con excepción de las regiones polares de la Antártida y las provincias y estados del sur de Australia , Chile y Argentina . El mejor momento para la observación es mayo .

La estrella también tiene una velocidad heliocéntrica de 53,9  km/s [10] , lo que indica que el sistema estelar se está alejando de la Tierra . La estrella ya se acercaba al Sol a una distancia de 22,9  sv. Hace 71.000  años , cuando aumentó su brillo en 0,3 ma un valor de 9,97 m [10] , es decir, brillaba tanto como brilla ahora Gliese 176 .

Los componentes de la velocidad espacial de Gliese 623 son (U, V, W)=(24.6, 3.5, -47.8) [10] , lo que significa que U= 24.6  km/s (moviéndose hacia el centro galáctico ), V= 3.5  km/s (se mueve en la dirección de rotación galáctica) y W= −47,8  km/s (se mueve en la dirección del polo sur galáctico ). La órbita galáctica de la estrella está entre 21.700  sv.l. y 41.600  sv.l. años luz del centro de la Galaxia [11] .

Propiedades del sistema binario

Las propias estrellas del sistema Gliese 623 son un par cercano de binarias espectrales cuyo período de rotación entre sí es de 1366,1  días. [4] . Dado que la masa estelar del componente primario es 0,36  [12] , a partir de aquí se puede calcular que el semieje mayor de la órbita es 1,71  UA. El sistema tiene una excentricidad bastante grande , que es igual a 0,67 [4] . Así, en el proceso de rotación una alrededor de la otra, las estrellas se aproximan a una distancia de 0,56  UA. , es decir, hasta un punto a mitad de camino entre las órbitas de Mercurio (cuyo radio orbital es de 0,39  UA ) y Venus (cuyo radio orbital es de 0,72  UA ), luego se alejan una distancia de 2,86  UA. , es decir, a la parte exterior del cinturón principal de asteroides , y más concretamente a la órbita del asteroide Polyhymnia .

Si miramos desde la dirección de Gliese 623 Ab sobre Gliese 623 Aa, entonces veremos una estrella roja que brilla con una magnitud aparente de -19,50 m , es decir, con un brillo de 505 lunas llenas ( en promedio, dependiendo de la posición de la estrella en la órbita). Además , el tamaño angular de la estrella será de -0,12 ° [c] , que es el 24% del tamaño angular de nuestro Sol. Si miramos desde la dirección de Gliese 623Aa en Gliese 623 Ab, entonces veremos una estrella de color rojo oscuro que brilla con un brillo de -14,94 m , es decir, con un brillo de 7,6 Lunas en luna llena (en promedio, dependiendo sobre la posición de las estrellas en órbita). Además , el tamaño angular de la estrella será de -0,047° [c] , es decir, el 9% del tamaño angular de nuestro Sol.

	En el periastro ( 0,56  UA )				En apoaster ( 2.86  AU )
	metro	L	D° [s]	%	metro	L	D° [s]	%
Aa→Ab	-17.36	70.1	0.14	28%	-13.82	2.71	0.03	5,6%
Ab→Aa	-21.92	4713	0.37	74%	-18.38	180	0.07	14,5%
m es la magnitud estelar aparente ; L es la luminosidad, expresada en las luminosidades de la Luna en luna llena ; D° es el diámetro angular de la estrella expresado en grados (el diámetro angular del Sol es 0,5°); % es el diámetro de la estrella, expresado como porcentaje del diámetro del Sol ;

La edad del sistema estelar no está determinada con exactitud, sin embargo, se sabe que las estrellas enanas con una masa de 0,36  [12] viven en la secuencia principal durante 175  mil millones de años . Por lo tanto, la componente Aa no se convertirá pronto en una gigante roja , se despojará de sus capas exteriores y se convertirá en una enana blanca de baja masa . El componente Ab vivirá en la secuencia principal incluso más tiempo.

Componente Aa

La componente Aa tiene un tipo espectral de M3V [3] y esto significa que Gliese 623 Aa debería tener una masa de 0.36  [12] , y esto también indica que la estrella usa hidrógeno en su núcleo como "combustible" nuclear, es decir en la secuencia principal . El radio de la estrella debe ser igual a 0,39  y la luminosidad de la estrella debe ser 0,015  del Sol [12] .

La estrella debe irradiar energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 3250  K [12] , lo que le daría el color rojo característico de una estrella de tipo M. Para que un planeta como nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de calor del componente Aa que recibe del Sol, debe colocarse a una distancia de 0,12  UA. , y las dimensiones angulares del componente Aa desde esta distancia parecerían 3,5 veces más grandes que nuestro Sol, tal como lo vemos desde la Tierra : 1,73 ° [c] ( el diámetro angular de nuestro Sol es 0,5 °). Lo más probable es que el planeta gire hacia su estrella por un lado como resultado del efecto de las mareas , y la existencia de vida en tal sistema parece extremadamente problemática.

Componente Ab

La compañera Gliese 623 Ab tiene una masa de unas 10 veces menor que Gliese 623 Aa [13] , es decir, igual a 0,04  , y esto también indica que la estrella todavía usa hidrógeno en su núcleo como "combustible" nuclear, entonces se ubica en la secuencia principal , es decir, la estrella se acerca al límite de existencia de las enanas marrones , cuya masa máxima es de 0,012  [14] [15] . En consecuencia, el tipo espectral de la estrella debe ser del orden de M9,5V o incluso inferior.

El radio de la estrella debe ser igual a 0,15  y la luminosidad de la estrella debe ser 0,0001  del Sol [12] o incluso menor. La estrella debe irradiar energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 2250  K [12] o incluso inferior.

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

La triplicidad de Gliese 623 fue descubierta por Burnham S. W. en 1911 y la estrella fue incluida en los catálogos como BUP 168 [d] , es decir, descubrió las componentes AB y AC. En 1992 , basándose en registros de 1982 , el astrónomo estadounidense Todd Henryet al., descubrieron la binaridad espectral de la estrella de componente A, y la estrella se incluyó en los catálogos como HEN 1 [e] . Según el catálogo de Washington de estrellas dobles visuales , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [5] :

Resumiendo toda la información sobre la estrella, podemos decir que la estrella Gliese 623 tiene al menos un satélite:

• la componente Ab, una estrella de magnitud 15 situada a una distancia angular de 0,1  segundos de arco y en una órbita elíptica;
• el componente B, una estrella de magnitud 14 ubicada a una distancia angular de 176  segundos de arco , tiene el número de catálogo UCAC3 277-123821 [16] . La estrella tiene paralaje conocido y, a juzgar por ello, la estrella está a una distancia de 3200  sv. años y, en consecuencia, no está incluido en el sistema Gliese 623;
• el componente C, una estrella de décima magnitud ubicada a una distancia angular de 999  segundos de arco [f] , tiene el número de catálogo BD+48 2399 [17] . La estrella ha conocido la paralaje y, a juzgar por ella, la estrella está a una distancia de 223  sv. años y, por tanto, no está incluido en el sistema Gliese 623.

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares están dentro de los 20 años luz [18] de Gliese 623 (solo se incluyen estrellas brillantes (<6,5 m ) o notables). Sus tipos espectrales se muestran sobre el fondo de los colores de estas clases (estos colores se toman de los nombres de los tipos espectrales y no corresponden a los colores observados de las estrellas):

Cerca de la estrella, a una distancia de 20 años luz , hay unas 20 enanas rojas , naranjas y amarillas más de la clase espectral G, K y M, así como 2 enanas blancas que no estaban incluidas en la lista.

Véase también

Lista de estrellas dentro de 25-30 años luz

Notas

1. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
2. ↑ 1 2 La magnitud absoluta se calcula con la fórmula: , donde es la magnitud aparente, es la distancia al objeto en pc , 10 pc
3. ↑ 1 2 3 4 5 El diámetro angular (δ) se calcula mediante la fórmula : , donde R S es el radio de la estrella, expresado en AU. ; d S es la distancia a la estrella
4. ↑ BUP - enlace al catálogo de movimientos propios de estrellas por S. Burnham , 168 - número de entrada en su catálogo
5. ↑ HEN - enlace al catálogo de los descubridores, 1 - número de entrada en su catálogo
6. ↑ La estrella está en realidad a poco más de 2  minutos de arco , el valor de 999  segundos de arco aparece en el catálogo porque la estrella claramente no está en el sistema Gliese 623.

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( 2007 ), Validación de la nueva reducción de Hipparcos , Astronomía y astrofísica 474  ( 2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:20078357 
2. ↑ 1 2 3 4 5 Catálogo Astrographique +48°1595-89  . Base de datos estelar de Internet .
3. ↑ 1 2 3 4 Lepine, S. et al. Un catálogo espectroscópico de las enanas M más brillantes (J <9) en el cielo del norte  //  The Astronomical Journal  : revista. - Ediciones IOP , 2013. - Vol. 145 , núm. 4 . — Pág. 102 . -doi : 10.1088 / 0004-6256/145/4/102 . — . -arXiv : 1206.5991 . _
4. ↑ 1 2 3 4 5 Datos básicos (Sistema:1542  ) . D.Pourbaix .
5. ↑ 1 2 3 BUP 168 : Entrada de catálogo Washington Double Star Catalog  . Consultado el 2 de junio de 2020. Archivado desde el original el 7 de mayo de 2021.
6. ↑ (inglés) G 202-45 -- Binario espectroscópico , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=GJ+623 > . Consultado el 27 de enero de 2019. Archivado el 27 de enero de 2018 en Wayback Machine .   
7. ↑ Gaia Data Release 2  (inglés) / Consorcio de análisis y procesamiento de datos , Agencia Espacial Europea - 2018.
8. ↑ Gaidos E., Mann A. W., Lépine S., Buccino A., James D., Petrucci R., Hilton E. J. Trumpeting M enanas con CONCH-SHELL: un catálogo de estrellas anfitrionas interesantes cercanas para exoplanetas habitables y  vida) // Lun. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2014. - Vol. 443, edición. 3.- Pág. 2561-2578. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/STU1313 - arXiv:1406.7353
9. ↑ Gaidos E., Mann A.W., Mann A.W. M metalicidades enanas y ocurrencia de planetas gigantes: eliminando incertidumbres y sistemáticas  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 2014. - Vol. 791. - Pág. 54. - ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi:10.1088/0004-637X/791/1/54 - arXiv:1406.4071
10. ↑ 1 2 3 Anderson, E. y Francis, cap. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters  (inglés) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=80086 
11. ↑ Gliese 623 (HIP 80346  ) .
12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Kaltenegger, L.; Traub, WA Tránsitos de planetas similares a la Tierra  //  The Astrophysical Journal  : op. científico revista _ - Ediciones IOP , 2009. - Vol. 698 , núm. 1 . - pág. 519-527 . -doi : 10.1088 / 0004-637X/698/1/519 . - .
13. ↑ Pequeña estrella . Astronet . Archivado desde el original el 5 de septiembre de 2012. (Ruso)
14. ↑ Spiegel DS, Burrows A., Milsom JA El límite de masa de combustión de deuterio para enanas marrones y planetas gigantes  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 2010. - Vol. 727 – edición. 1 . -doi : 10.1088 / 0004-637X/727/1/57 . - . -arXiv : 1008.5150 . _ - Ver pág. 2, 5.
15. ↑ Reseña sobre estrellas de baja masa y enanas marrones  . G. Chabrier, I. Baraffe, F. Allard, P. H. Hauschildt. Archivado desde el original el 28 de enero de 2022. — Ver página 16 — Cita: […]La distinción entre BD y planetas gigantes se ha convertido en estos días en un tema de intenso debate. En 2003, la IAU adoptó la masa mínima de combustión de deuterio, m DBMM ≃ 0.012M ⊙ (Saumon et al. 1996, Chabrier et al. 2000b) como la distinción oficial entre los dos tipos de objetos.[…] Traducción: [ …] La distinción entre enanas marrones y planetas gigantes es actualmente un tema de intenso debate. En 2003, la IAU adoptó la masa mínima requerida para la combustión deuterio m DBMM ≃ 0.012M ⊙ (Saumon et al. 1996, Chabrier et al. 2000b), como límite oficial entre los dos tipos de objetos.[…]
16. ↑ UCAC3 277-123821 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40441598&Name=UCAC3%20277-123821&submit=submit > . Consultado el 27 de enero de 2019.   
17. ↑ BD+48 2399 -- Estrella de alto movimiento propio , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Tyc+3495-1386 -1&submit=submit +id > . Consultado el 27 de enero de 2019.   
18. ↑ Estrellas dentro de 20 años luz de Catalog Astrographique +48°1595-89  : . Base de datos estelar de Internet .

Enlaces

• Imagen de Gliese 623
• Barbieri, C.; De Marchi, G.; Nota, A.; Corraín, G.; Hack, W.; Ragazzoni, R.; MacChetto, D. Primeras imágenes HST/FOC del compañero de baja masa del binario astrométrico Gliese 623  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - 1996. - noviembre ( vol. 315 , no. 1 ). - P. 418-420 . - .
• Martinache; Lloyd, James P.; Irlanda, Michael J.; Yamada, Ryan S.; Tuthill, Peter G. Masas de precisión del sistema binario de baja masa GJ 623  //  The Astrophysical Journal  : revista. - Ediciones IOP , 2007. - Vol. 661 , núm. 1 . - Pág. 496-501 . -doi : 10.1086/ 513868 . - . — arXiv : astro-ph/0612138 .