Gliese 412
Gliese 412 é um par de estrelas que compartilham um movimento próprio comum através do espaço e acredita-se que as duas estrelas formam um sistema estelar binário. O par tem uma separação angular de 31,4" em um ângulo de posição de 126,1°.[1] Elas estão localizadas a cerca de 15,8 anos-luz de distante a partir do Sol na constelação de Ursa Major. Ambas são estrelas anãs vermelhas relativamente fracas.
Características
editarOs dois componentes estelares desse sistema estão atualmente separados um do outro por cerca de 190 UA.[2] A estrela primária tem cerca de 48% da massa do Sol, enquanto a secundária tem apenas 10%.[3] A primária tem uma velocidade de rotação no equador estimada de menos de 3 km/s. A secundária tem uma velocidade de rotação de 7,7 ± 1,7 km/s.[4]
A estrela principal teve suas variações da velocidade radial monitorada que poderia ser causadas por um companheiro de massa semelhante a de Júpiter em um curto período orbital. Porém, não foi apresentado nenhum excesso significativo de variação da velocidade radial que poderia ser atribuído a um planeta.[5] Uma pesquisa do sistema usando interferometria também não conseguiu detectar um companheiro que orbita a distâncias de 1-10 UA.[6] Também não foi detectada uma anã marrom orbitando dentro deste sistema.[7]
Fonte de raios X
editarA secundária é uma estrela de brilho variável que é referida como WX Ursae Majoris. Caracteriza-se como um tipo de estrela variável UV Ceti que exibe aumentos poucos frequentes em sua luminosidade. Foi observado o aumento do brilho desta estrela já em 1939 pelo astrônomo neerlandês Adriaan van Maanen.[8]
A componente B (WX Ursa Maior) foi identificada como uma fonte de raios X, enquanto que nenhuma emissão significativa de raios X foi detectada a partir da componente A.[9] Este sistema não tinham sido estudado em raios X anteriores à ROSAT.[9]
Referências
- ↑ Gould, Andrew; Chanamé, Julio (fevereiro de 2004). «New Hipparcos-based Parallaxes for 424 Faint Stars». The Astrophysical Journal Supplement Series. 150 (2): 455–464. Bibcode:2004ApJS..150..455G. arXiv:astro-ph/0309001
. doi:10.1086/381147
- ↑ Reid, I. Neill; Gizis, John E. (junho de 1997). «Low-Mass Binaries and the Stellar Luminosity Function». Astronomical Journal. 113: 2246–2269. Bibcode:1997AJ....113.2246R. doi:10.1086/118436
- ↑ «The 100 nearest star systems». Research Consortium On Nearby Stars. 14 de setembro de 2009. Consultado em 14 de setembro de 2009
- ↑ Delfosse, X.; et al. (março de 1998). «Rotation and chromospheric activity in field M dwarfs». Astronomy and Astrophysics. 331: 581–595. Bibcode:1998A&A...331..581D
- ↑ Endl, Michael; et al. (setembro de 2006). «Exploring the Frequency of Close-in Jovian Planets around M Dwarfs». The Astrophysical Journal. 649 (1): 436–443. Bibcode:2006ApJ...649..436E. arXiv:astro-ph/0606121 . doi:10.1086/506465
- ↑ Leinert, C.; et al. (setembro de 1997). «A search for companions to nearby southern M dwarfs with near-infrared speckle interferometry». Astronomy and Astrophysics. 325: 159–166. Bibcode:1997A&A...325..159L
- ↑ Oppenheimer, B. R.; et al. (abril de 2001). «A Coronagraphic Survey for Companions of Stars within 8 Parsecs». The Astronomical Journal. 121 (4): 2189–2211. Bibcode:2001AJ....121.2189O. arXiv:astro-ph/0101320 . doi:10.1086/319941
- ↑ Joy, Alfred H. (junho de 1967). «Stellar Flares». Astronomical Society of the Pacific Leaflets. 10 (456): 41–48. Bibcode:1967ASPL...10...41J
- ↑ a b Schmitt JHMM, Fleming TA, Giampapa MS (setembro de 1995). «The X-Ray View of the Low-Mass Stars in the Solar Neighborhood». Ap J. 450 (9): 392–400. Bibcode:1995ApJ...450..392S. doi:10.1086/176149
