V439 Andrómeda

V439 Andromeda ( del lat.  V439 Andromedae ), HD 166 es una estrella múltiple en la constelación de Andrómeda a una distancia de aproximadamente 44,9 años luz (alrededor de 13,8 parsecs ) del Sol . Se determina que la edad de la estrella es de unos 1.700 millones de años [11] .

Características

El primer componente ( CCDM J00065+2900A ) es una estrella variable enana naranja , giratoria BY Draco (BY) de tipo espectral K0Ve [12] [13] [14] [15] . La magnitud aparente de la estrella es de +6,17 ma +6,13 m [12] . Masa: aproximadamente 0,98 solar , radio: aproximadamente 0,87 solar , luminosidad: aproximadamente 0,651 solar . La temperatura efectiva  es de unos 5552 K [1] .

El segundo componente ( TYC 1735-937-1 ) es una estrella naranja de clase espectral K. La magnitud aparente de la estrella es de +8,9 m [16] . El radio es de unos 5,82 solares, la luminosidad es de unos 16,153 solares. La temperatura efectiva es de unos 4797 K [1] . Eliminado por 158,6 segundos de arco [16] .

Tercer componente ( UCAC3 238-739 ). La magnitud aparente de la estrella es +10 m [16] . Eliminado por 153,2 segundos de arco [16] .

Cuarto componente ( UCAC3 238-738 ). La magnitud aparente de la estrella es +10,5 m [16] . Eliminado del tercer componente por 3,3 segundos de arco [16] .

Quinto componente ( WDS J00066+2901E ). La magnitud aparente de la estrella es +17,2 m [17] . Eliminado por 10,2 segundos de arco [17] .

Sistema planetario

En 2019, los científicos que analizaban los datos de los proyectos HIPPARCOS y Gaia descubrieron un planeta alrededor de la estrella [18] .

Observaciones

En el cielo, la estrella está a 2,1 minutos de arco de la estrella Alferatz . Sin embargo, estas estrellas no están unidas gravitacionalmente: a partir de las mediciones de paralaje obtenidas durante la misión Hipparcos , se sabe que la estrella está a unos 44,94 ly de distancia  . años ( 13,78  pc ) [19] , mientras que Alferatz es eliminado por 97  St. años ( 29,7  pc ) [20] , es decir, el doble, es decir, HD 166 es la estrella de primer plano.

La estrella se observa al norte de 61°S. sh., es decir, casi en toda la Tierra habitada , con excepción de la Antártida . El mejor momento de observación es septiembre [21] .

Propiedades estrella

El tipo espectral de HD 166 es K0Ve [12] [22] , lo que significa que es algo más pequeña ( 0,9172  [23] ) y más tenue que nuestro Sol ( 0,6078  [23] ), lo que también indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella sirve como el "combustible" nuclear, lo que significa que la estrella está en la secuencia principal . También vale la pena prestar atención al sufijo "e", que indica la presencia de líneas de emisión en el espectro. La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de alrededor de 5509  K [24] , lo que le da el tono anaranjado de una estrella de tipo K.

Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de energía que recibe del Sol, tendría que colocarse a una distancia de 0,77  UA. (es decir, casi a la órbita de Venus ). Además, desde esa distancia, HD 166 parecería un 46 % más grande que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 0,73 ° (el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °) [25] .

La estrella tiene una gravedad superficial de 4,49  CGS [24] o 309 m/s 2 , es decir, un poco más que la del sol ( 274,0 m/s 2 ). Las estrellas con planetas tienden a tener más metalicidad que el Sol, pero HD 166 tiene exactamente la misma metalicidad que el Sol : su contenido de hierro en relación con el hidrógeno es el 100% del Sol. Girando a una velocidad ecuatorial de 4,1  km/s [26] (es decir, a una velocidad de casi 2 veces la del Sol), esta estrella tarda unos 11,7 días en dar una vuelta completa. HD 166 tiene una edad de 78 ± 28 Ma [24] , lo que significa que todavía es muy joven y recién está entrando en la secuencia principal. Cierto, las estimaciones de edad varían de 78 millones de años dependiendo de su actividad cromosférica [24] a 9.600 millones de años en comparación con las trayectorias evolutivas teóricas [23] . Sin embargo, dado que la estrella es miembro de la asociación Hércules-Lira [26] , la edad de 78 millones de años todavía parece mucho más probable.

Se encontró que esta estrella tiene emisión de rayos X con una luminosidad estimada de 8.5⋅10 28  erg /s [27] . También se ha detectado un exceso de radiación infrarroja cerca de la estrella HD 166, lo que muy probablemente indica la presencia de un disco circunestelar con un radio de 7,5  AU. (es decir, aproximadamente entre las ortitas de Júpiter y Saturno ). La temperatura de este polvo es de 90  K [28] . Y dada la edad de la estrella, podemos decir que el sistema planetario cercano a la estrella se está formando.

Variabilidad estelar

Se encontró que la periodicidad de la variabilidad fotométrica de HD 166 coincide aproximadamente en orden de magnitud con el periodo de su rotación y es de 6,23  días [26] . El propio brillo cambia menos del 1 %: de 6,09 m a 6,14 m [29] . Esto permite clasificar a la estrella como una variable BY Draconis , donde las variaciones de brillo son causadas por la presencia de grandes manchas estelares en la superficie y la actividad cromosférica de la propia estrella.

Multiplicidad óptica de una estrella

La dualidad de HD 166 fue descubierta en V. Ya. Struve en 1853 (AB). La tercera estrella (A-CD) fue descubierta por un grupo de científicos alemanes dirigidos por F. W. Argelander en 1865 . Y finalmente, S. Burnham , permitió un par de CDs, abriendo una cuarta estrella en 1907 . Según el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [30] :

Sin embargo, la estrella no parece tener ningún satélite. Alguna vez se pensó que tenía tres compañeros estelares débiles a una distancia de 162,7, 150, 3,3 segundos de arco, sin embargo , las mediciones de su movimiento muestran que se están moviendo muy rápido, y lo más probable es que los satélites visuales no tengan conexión gravitacional con HD 166, que Es decir, las estrellas están simplemente en la línea de visión. La estrella tiene su propio movimiento de 422  mas / año en la dirección de 114,1° de norte a sur [25] . La velocidad heliocéntrica radial de la estrella es −8  km/s , lo que significa que la estrella se acerca al Sol [21] .

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares están dentro de los 20 años luz [31] del sistema HD 166 (solo se incluyen la estrella más cercana, la más brillante (<6,5 m ) y las estrellas 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):

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Gaia Data Release 2  (inglés) / Consorcio de análisis y procesamiento de datos , Agencia Espacial Europea - 2018.
2. ↑ J.-L. Halbwachs, Mayor M. , Udry S. Multiplicidad entre estrellas de tipo solar. IV. Las velocidades radiales de CORAVEL y las órbitas espectroscópicas de las enanas K cercanas  // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2018. - Vol. 619.—Pág. 81–81. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201833377 - arXiv:1808.04605
3. ↑ J. Lopez-Santiago, Montes D. , I. Crespo-Chacon, MJ Fernandez-Figueroa The Nearest Young Moving Groups  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Ediciones IOP , 2006. - Vol. 643, edición. 2.- Pág. 1160-1165. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/503183 - arXiv:astro-ph/0601573
4. ↑ Catálogo general de estrellas variables
5. ↑ NN Samus', Kazarovets E. V., Durlevich O. V., Kireeva N. N., Pastukhova E. N. Catálogo general de estrellas variables: Versión GCVS 5.1  // Astronomy Reports / D. Bisikalo - MAIK Nauka / Interperiodica , Springer Science+Business Media , 2017 - vol. 61, edición. 1.- Pág. 80-88. — ISSN 1063-7729 ; 1562-6881 ; 0004-6299 - doi:10.1134/S1063772917010085
6. ↑ 1 2 Aguilera-Gómez C., Ramírez I., Chanamé J. Patrones de abundancia de litio de estrellas F tardías: un análisis en profundidad del desierto de litio  // Astron . Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2018. - Vol. 614.—Pág. 55–55. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201732209 - arXiv:1803.05922
7. ↑ Chavero C., de la Reza, R., Ghezzi L., Llorente de Andrés, F., Pereira C. B., Giuppone C., Pinzón G. Tendencias emergentes en la metalicidad y las propiedades del litio de las  estrellas del disco de desechos // Mon. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2019. - Vol. 487, edición. 3.- Pág. 3162-3177. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/STZ1496 - arXiv:1905.12066
8. ↑ Ramírez I., Fish J. R., Lambert D. L., Prieto C. A. Abundancia de litio en estrellas enanas y subgigantes FGK cercanas: destrucción interna, evolución química galáctica y exoplanetas  (inglés) // Astrophys. J. / E. Vishniac - Editorial IOP , 2012. - Vol. 756, edición. 1.- Pág. 46.- ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1088/0004-637X/756/1/46 - arXiv:1207.0499
9. ↑ Ramírez I., Prieto C. A., Lambert D. L. Abundancia de oxígeno en estrellas FGK cercanas y la evolución química galáctica del disco local y halo  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editorial IOP , 2013. - Vol. 764, edición. 1.- Pág. 78.- ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1088/0004-637X/764/1/78 - arXiv:1301.1582
10. ↑ Suerte R. E. Abundancias en la región local. II. Enanas y subgigantes F, G y K  (inglés) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - vol. 153, edición. 1. - Pág. 21–21. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 - arXiv:1611.02897
11. ↑ Liu F., Yong D., Asplund M., Wang H. S., Spina L., Acuña L., Meléndez J., Ramírez I. Composiciones químicas detalladas de estrellas que albergan planetas - I. Exploración de posibles  firmas de planetas ) // Lun. No. R. Astron. soc. / D. Flor - OUP , 2020. - Vol. 495, edición. 4.- Pág. 3961-3973. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/STAA1420 - arXiv:2005.09846
12. ↑ 1 2 3 V439 y archivado el 27 de enero de 2021 en Wayback Machine , entrada de la base de datos, Catálogo general combinado de estrellas variables (GCVS5.1, edición de 2017), NN Samus, OV Durlevich, et al., CDS ID II/250 archivado del original el 23 de diciembre de 2012. Accedido en línea el 2021-01-20.
13. ↑ Cannon AJ, Pickering EC VizieR Online Data Catalog: Henry Draper Catalog and Extension, publicado en Ann. Obs. de Harvard. 91-100 (1918-1925)  (inglés) // Anales del Observatorio Astronómico de la Universidad de Harvard - 1918. - Vol. 91-100.
14. ↑ Roeser S., Bastian U. PPM (Posiciones y movimientos propios) North Star Catalog - 1988. - Vol. 74. - P. 449.
15. ↑ Esa Los Catálogos Hipparcos y Tycho (vol. 1-17) - 1997. - Vol. -1. - S. 0.
16. ↑ 1 2 3 4 5 6 Dommanget J. , Nys O. Catálogo de componentes de estrellas dobles y múltiples // Catalogue des Composantes d'Étoiles Doubles et Multiples, Première Édition - 1994. - T. 115. - P. 1.
17. ↑ 1 2 Catálogo de binarios visuales de Washington
18. ↑ Kervella P. , Arenou F. , Mignard F., Thévenin F. Compañeros estelares y subestelares de estrellas cercanas de Gaia DR2. Binaridad de anomalía de movimiento propio  (inglés) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2019. - Vol. 623.—Pág. 72–72. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201834371 - arXiv:1811.08902
19. ↑ Marrón, AGA; et al. Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - 2018. - Vol. 616 . -doi : 10.1051 / 0004-6361/201833051 . — . Registro de Gaia DR2 para esta fuente Archivado el 9 de septiembre de 2021 en Wayback Machine en VizieR
20. ↑ F.; Van Leeuwen. Validación de la nueva reducción de Hipparcos  // Astronomía y Astrofísica  : revista  . - EDP Ciencias , 2007. - Vol. 474 , núm. 2 . — Pág. 653 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20078357 . - . - arXiv : 0708.1752 .
21. ↑ 12 HR 8 . Catálogo de estrellas brillantes . Consultado el 26 de febrero de 2019. Archivado desde el original el 27 de febrero de 2019. (Ruso)
22. ↑ López-Santiago, J.; Montes, D.; Crespo-Chacón, I.; Fernández-Figueroa, MJ Los grupos móviles de jóvenes más cercanos  //  The Astrophysical Journal  : revista. - Ediciones IOP , 2006. - Vol. 643 , núm. 2 . — Pág. 1160 . - .
23. ↑ 1 2 3 Boyajian , Tabetha S.; Von Braun, Kaspar; van Belle, Gerard & Farrington, Chris (= julio de 2013 ), Diámetros estelares y temperaturas. tercero Estrellas A, F, G y K de secuencia principal: Medidas adicionales de alta precisión y relaciones empíricas , The Astrophysical Journal T. 771 (1): 40 , DOI 10.1088/0004-637X/771/1/40   
24. ↑ 1 2 3 4 Rich, Evan A.; Wisniewski, John P.; McElwain, Michael W.; Hashimoto, junio; Felicitaciones, Tomoyuki; Kusakabe, Nobuhiko; Okamoto, Yoshiko K.; Abe, Lu; Akiyama, Eiji; Brandner, Wolfgang; Brandt, Timoteo D.; Cargile, Felipe; Carson, Joseph C.; Currie, Thayne M.; Egner, Sebastián; Feldt, Markus; Fukagawa, Misato; Goto, Miwa; Grady, Carol A.; Guyon, Olivier; Hayano, Yutaka; Hayashi, Masahiko; Hayashi, Saeko S.; HEBB, Leslie; Hełminiak, Krzysztof G.; Henning, Thomas; Hodapp, Klaus W.; Ishii, Miki; Sí, Masanori; Janson, Markus. Los parámetros estelares fundamentales de las estrellas FGK en la encuesta SEEDS Norman, OK 73071, EE. UU.  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  : revista  . — Oxford University Press , 2017. — Vol. 472 , núm. 2 . - Pág. 1736 . - .
25. ↑ 1 2 Bonner Durchmusterung +28°4704  (inglés) . Base de datos estelar de Internet . Archivado desde el original el 26 de febrero de 2019.
26. ↑ 1 2 3 Gaidos et al. Espectroscopia y fotometría de análogos solares jóvenes cercanos  (inglés)  // The Astronomical Journal  : revista. - Ediciones IOP , 2000. - Vol. 120 , núm. 2 . - P. 1006-1013 . -doi : 10.1086/ 301488 . - .
27. ↑ Micela , G.; Favata, F. & Sciortino, S. ( octubre de 1997 ), distancias HIPPARCOS de estrellas seleccionadas por rayos X: implicaciones en su naturaleza como población estelar, Astronomy and Astrophysics Vol. 326: 221–227   
28. ↑ Eiroa, C.; Marshall, JP; Mora, A.; Montesinos, B.; Absil, O.; Augereau, J. Ch.; Bayo, A.; Bryden, G.; Danchi, W.; del Burgo, C.; Ertel, S.; Fridlund, M.; Heras, AM; Krivov, AV; Launhardt, R.; Liseau, R.; Löhne, T.; Maldonado, J.; Pilbratt, G. L.; Roberge, A.; Rodman, J.; Sanz-Forcada, J.; Solano, E.; Stapelfeldt, K.; Thebault, P.; Lobo, S.; Ardila, D.; Arévalo, M.; Beichmann, C.; Faramaz, V.; González-García, BM; Gutiérrez, R.; Lebreton, J.; Martínez-Arnáiz, R.; Meeus, G.; Montes, D.; Olofsson, G.; Do, KYL; Blanco, GJ; Barrado, D.; Fukagawa, M.; Grün, E.; Campamento, I.; Lorente, R.; Morbidelli, A.; Muller, S.; Mutschke, H.; Nakagawa, T.; Ribas, I.; Walker, H. D.Ust alrededor de estrellas cercanas. Los resultados observacionales de la encuesta  (inglés)  // Astronomía y astrofísica  : revista. — Ciencias EDP . — vol. 555 . —P.A11 . _ -doi : 10.1051 / 0004-6361/201321050 . - . -arXiv : 1305.0155 . _
29. ↑ NSV 33  . GAISH . Archivado desde el original el 27 de febrero de 2019.
30. ↑ NSV  00033 . Catálogo Alcyone Bright Star . Consultado el 26 de febrero de 2019. Archivado desde el original el 27 de febrero de 2019.
31. ↑ Estrellas a 20 años luz de Bonner Durchmusterung +28°4704:  (inglés) . Base de datos estelar de Internet .

Enlaces

• Imagen HD  166