Luyten 726-8

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Luyten 726-8 A / B
Luyten 726-8
Cetus IAU.svg
Descubrimiento 1948
Clasificación A / B: enana roja
Clase espectral A: M5.5V / B: M6V
Tipo de variable B: voladura
Distancia del sol 8,73 ± 0,06 al
Constelación Ballena
Coordenadas
(en el momento J2000 )
Ascensión recta 1 h 39 min 1,3 s
Declinación −17 ° 57 ′ 01 ″
Datos físicos
Diámetro medio A / B: 200 000 kilometros
Radio medio A / B: 0,14 R
Masa
A / B: 2 × 10 29 kg
A / B: 0,10 millones
Temperatura
superficial
A / B: 2700 K (promedio)
Brillo
(PARA: 6 × 10 −5 /
B: 4 × 10 −5 ) L
Índice de color ( BV ) A: 1,87 / B:?
Datos de observación
Aplicación Magnitude. A: +12.54 / B: +12.99
Magnitud abs. A: +14,92 / B: +15,37
Paralaje 373,70 ± 2,70 máx.
Moto propia AR : 3321 mas / año
Dic : 562 mas / año
Velocidad radial +29,0 km / s
Nomenclaturas alternativas
BL / UV Ceti, Gliese 65, LHS 9/10, LTT 892/893, LFT 144/145, G 272-61.

Coordenadas : Carta celeste 01 h 39 m 01,3 s , -17 ° 57 ′ 01 ″

Luyten 726-8 es el sexto sistema estelar más cercano al Sol. Se encuentra aprox. 8.73 al , en la parte sur de la constelación de la Ballena , al este de la estrella τ Ceti .

Este sistema es demasiado débil para ser detectado a simple vista. La estrella fue descubierta en 1949 por el astrónomo Willem Jacob Luyten, quien midió el movimiento adecuado de más de 520.000 estrellas utilizando un sistema de escaneo fotográfico automático. El sistema tiene un movimiento propio bastante alto de 3,35 mas por año.

Es un sistema binario cuyos componentes son enanas rojas de masa y tamaño casi idénticos, mientras que difieren en brillo. El pilar es generalmente menos brillante pero está sujeto a destellos que pueden aumentar significativamente su brillo.

Las dos estrellas orbitan [1] alrededor de un centro de masa intermedio entre las dos con órbitas fuertemente elípticas (e = 0,62) y con un eje mayor de 11 au (1 600 millones de kilómetros) con un período de 26,5 años. La distancia relativa entre las dos estrellas varía entre un mínimo de 2,1 au (310 millones de kilómetros) y 8,8 au (1320 millones de kilómetros).

Luyten 726-8 A y su compañero Luyten 726-8 B tienen una masa combinada igual al 20% de la masa solar y menos de 11/100 000 de su luminosidad.

Luyten 726-8 A (BL Ceti)

Icono de lupa mgx2.svg Mismo tema en detalle: BL Ceti .

El primer componente es una enana roja de tipo espectral M5.6 Ve que tiene aproximadamente el 10% de la masa del Sol , el 14% de su diámetro y menos de 6/100 000 de su luminosidad. Luyten 726-8 A tiene una magnitud aparente de +12,52 y una magnitud absoluta de +15,46. Las nomenclaturas alternativas para esta estrella son: BL Cet , Gliese 65 A , G272-61 A , LHS 9 , NS 0139-1757 A y LDS 868 .

Luyten 726-8 B (UV Ceti)

Icono de lupa mgx2.svg Mismo tema en detalle: UV Ceti .

El segundo componente es una enana roja de tipo espectral M6.0 V que tiene aproximadamente el 10% de la masa del Sol , el 14% de su diámetro y menos de 4/100 000 de su luminosidad. Luyten 726-8 B tiene una magnitud aparente de +13,02 y una magnitud absoluta de +15,96. Las nomenclaturas alternativas para esta estrella son: UV Cet , Gliese 65 B , G272-61 B , LHS 10 , NS 0139-1757 B , LDS 868 y la estrella variable de Luyten .

UV Ceti es un ejemplo extremo de una estrella variable que puede aumentar su brillo cinco veces en menos de un minuto, luego volver al brillo normal en dos o tres minutos, o volver a cambiar repentinamente después de varias horas. En 1952, se observó que UV Ceti variaba 75 veces su brillo normal en solo 20 segundos. Constituye el prototipo de las estrellas variables de llamarada que también se definen como variables UV Ceti .

Buscar planetas en el sistema.

Alrededor de Luyten 726-8 A se han identificado, aunque no confirmado, dos objetos candidatos al rango de planetas, respectivamente de 1,1 y 0,4 M J. Sin embargo, una investigación más reciente con el telescopio espacial Hubble no encontró evidencia de objetos del tipo de Júpiter o de estrellas enanas oscuras (Schroeder, 2000). En cualquier caso, la distancia a la que un planeta de tipo terrestre podría vivir con agua líquida debería ser inferior a 0,0075 au (1,12 millones de kilómetros), con un período "año" de rotación del planeta alrededor de la estrella, de no más de 17 horas. A tal distancia, debido al rápido movimiento de la revolución, la rotación del planeta quedaría bloqueada por las intensas fuerzas de las mareas, de modo que tendría un lado en un día perenne y el otro en una noche perenne.

También teniendo en cuenta que las enanas rojas variables emiten ondas de radio, incluidos rayos X , con una intensidad hasta 10000 veces superior a las emisiones solares, letales para cualquier forma de vida en un hipotético planeta de tipo terrestre colocado en órbita alrededor de la estrella variable. , y que la luz emitida por una enana roja puede ser demasiado roja para permitir la fotosíntesis , es muy poco probable que la vida se haya desarrollado en un planeta de tipo terrestre cercano a una enana roja variable como las de este sistema.

Encuentros cercanos

El sistema de las dos enanas rojas pasó a su distancia mínima del Sol hace unos 28.700 años, cuando se acercó a 7,2 años luz. [2] En cambio, en 31.500, el sistema tendrá un encuentro cercano con Epsilon Eridani , pasando 0.9 años luz de él. A esa distancia podría perturbar varios cometas en una posible nube de Oort de ε Eridani, desviándolos hacia la parte interna del sistema de este último. El encuentro cercano entre las dos estrellas durará aproximadamente 4600 años. [3]

Nota

  1. ^ The astronomic journal - junio de 1988 - Vol.95 N.6 - Parallax, orbit, and mass of the visual binary L726-8 - David W. Geyer y otros - Copia en línea del artículo: http: // adsbit.harvard. edu / cgi-bin / nph-iarticle_query? bibcode = 1988aj ..... 95.1841g & data_type = pdf_high & type = printer
  2. ^ Anotaciones sobre el objeto GJ 65 B cdsannotations.u-strasbg.fr
  3. ^ Igor Yu. Potemine, Transit of Luyten 726-8 dentro de 1 ly de Epsilon Eridani ( PDF ), en arxiv.org .

enlaces externos

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