HD 213240
HD 213240 é uma estrela na constelação de Grus. Com uma magnitude aparente visual de 6,80,[1] tem um brilho baixo demais para ser vista a olho nu. A partir de medições de paralaxe, do primeiro lançamento do catálogo Gaia, está localizada a uma distância de 133,5 anos-luz (40,9 parsecs) da Terra.[4]
| HD 213240 | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Grus |
| Asc. reta | 22h 31m 00,37s[1] |
| Declinação | -49° 25′ 59,78″[1] |
| Magnitude aparente | 6,80[1] |
| Características | |
| HD 213240 A | |
| Tipo espectral | G0/1V[1] G4IV[2] |
| Cor (B-V) | 0,61[1] |
| HD 213240 C | |
| Tipo espectral | M5V[3] |
| Astrometria | |
| HD 213240 A | |
| Velocidade radial | -0,451 ± 0,002 km/s[2] |
| Mov. próprio (AR) | -136,02 ± 0,05 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | -193,93 ± 0,05 mas/a[4] |
| Paralaxe | 24,4385 ± 0,0372 mas[4] |
| Distância | 133,46 ± 0,20 anos-luz 40,919 ± 0,062 pc |
| Magnitude absoluta | 3,76[2] |
| HD 213240 C | |
| Mov. próprio (AR) | -137,58 ± 0,12 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | -191,88 ± 0,14 mas/a[4] |
| Paralaxe | 24,2253 ± 0,1023 mas[4] |
| Distância | 134,63 ± 0,57 anos-luz 41,28 ± 0,17 pc |
| Detalhes | |
| HD 213240 A | |
| Massa | 1,20 ± 0,02[5] M☉ |
| Raio | 1,48 ± 0,03[5] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,17 ± 0,02 cgs[5] |
| Luminosidade | 2,6 ± 0,1[5] L☉ |
| Temperatura | 6029 ± 37[5] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = 0,14 ± 0,01[6] |
| Rotação | v sin i = 3,97 ± 0,61 km/s[2] Período = 15 dias[2] |
| Idade | 4,6 ± 0,6 bilhões[5] de anos |
| HD 213240 C | |
| Massa | 0,146 ± 0,005[7] M☉ |
| Outras denominações | |
| CD-50 13701, HD 213240, HIP 111143, LTT 9047, SAO 231175.[1] | |
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Características editar
O tipo espectral de HD 213240 já foi dado como G0/1V[1] e G4IV,[2] indicando que esta é uma estrela de classe G no estágio de sequência principal ou de subgigante. Estima-se que tenha uma massa de 1,20 vezes a massa solar e uma idade de 4,6 bilhões de anos. Com um raio de 1,48 vezes o raio solar, a estrela está brilhando com 2,6 vezes a luminosidade solar de sua fotosfera a uma temperatura efetiva de 6 030 K.[5] Sua metalicidade, a abundância de elementos além de hidrogênio e hélio, é alta, com 138% da abundância de ferro do Sol.[6] HD 213240 possui um baixo nível de atividade cromosférica e um período de rotação estimado em 15 dias.[2]
HD 213240 forma um sistema binário com uma anã vermelha de tipo espectral M5V[3] situada a uma separação angular de 96 segundos de arco, ou uma separação física mínima de 3898 ± 129 UA considerando a distância do sistema. Essa estrela tem aproximadamente o mesmo movimento próprio que a primária e seus índices fotométricos são consistentes com uma anã vermelha à mesma distância, confirmando que formam um par binário físico. Sua massa é estimada em 15% da massa solar. Ela foi designada HD 213240 C, já que o nome HD 213240 B já é usado por uma companheira óptica no Catálogo de Estrelas Duplas Washington.[7] A sonda Gaia determinou a paralaxe desta estrela, mostrando que ela está a uma distância de 134,6 anos-luz (41,3 parsecs) da Terra.[4]
Sistema planetário editar
Em 2001 foi descoberto um planeta extrassolar massivo orbitando HD 213240 com um período de 951 dias, detectado por espectroscopia Doppler a partir de observações pelo espectrógrafo CORALIE, que mediu as variações na velocidade radial da estrela conforme ela orbita o centro de massa do sistema.[2] Em 2006 foi publicada uma solução orbital atualizada, e o período do planeta foi refinado para 883 dias. Esse objeto é um gigante gasoso massivo com um massa mínima de 4,7 vezes a massa de Júpiter, orbitando a estrela a uma distância média de 1,9 UA. Sua excentricidade orbital de 0,42 é alta, seguindo a tendência de que planetas gigantes são encontrados com grandes dispersões de excentricidades.[8]
| Planeta | Massa |
Semieixo maior (UA) |
Período orbital (dias) |
Excentricidade |
|---|---|---|---|---|
| b | >4,72 ± 0,40 MJ |
1,92 ± 0,11 |
882,7 ± 7,6 |
0,421 ± 0,015 |
Ver também editar
Referências
- ↑ a b c d e f g h «HD 213240 -- High proper-motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 1 de março de 2018
- ↑ a b c d e f g h Santos, N. C.; et al. (dezembro de 2001). «The CORALIE survey for southern extra-solar planets VI. New long period giant planets around HD 28185 and HD 213240». Astronomy and Astrophysics. 379: 999–1004. Bibcode:2001A&A...379..999S. doi:10.1051/0004-6361:20011366
- ↑ a b Raghavan, Deepak; et al. (julho de 2006). «Two Suns in The Sky: Stellar Multiplicity in Exoplanet Systems». The Astrophysical Journal. 646 (1): 523–542. Bibcode:2006ApJ...646..523R. doi:10.1086/504823
- ↑ a b c d e f g h 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 c d e f g 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 Sousa, S. G.; et al. (agosto de 2008). «Spectroscopic parameters for 451 stars in the HARPS GTO planet search program. Stellar [Fe/H] and the frequency of exo-Neptunes». Astronomy and Astrophysics. 487 (1): 373–381. Bibcode:2008A&A...487..373S. doi:10.1051/0004-6361:200809698
- ↑ a b Mugrauer, M.; Neuhäuser, R.; Seifahrt, A.; Mazeh, T.; Guenther, E. (setembro de 2005). «Four new wide binaries among exoplanet host stars». Astronomy and Astrophysics. 440 (3): 1051–1060. Bibcode:2005A&A...440.1051M. doi:10.1051/0004-6361:20042297
- ↑ a b Butler, R. P.; et al. (julho de 2006). «Catalog of Nearby Exoplanets». The Astrophysical Journal. 646 (1): 505–522. Bibcode:2006ApJ...646..505B. doi:10.1086/504701
