Gliese 370
| Constelación | Vela |
| Ascensión recta α | 09h 51min 07,05s |
| Declinación δ | -43º 30’ 10,0’’ |
| Distancia | 36,4 ± 0,3 años luz |
| Magnitud visual | +7,92 |
| Magnitud absoluta | +7,41 |
| Luminosidad (bolométrica) | 0,126 ± 0,008 soles |
| Temperatura | 4715 K |
| Masa | 0,63 soles |
| Radio | 0,68 soles |
| Tipo espectral | K5V |
| Velocidad radial | -9,6 km/s |
| Otros nombres | HD 85512 / HIP 48331 LHS 2201 / CD-42 5678 |
Gliese 370 (GJ 370 / HD 85512)[1] es una estrella de magnitud aparente +7,92 en la constelación de Vela. Situada a 36,4 años luz de distancia del sistema solar, las estrellas conocidas más cercanas a Gliese 370 son Gliese 358 y Gliese 367, respectivamente a 5,7 y 6,6 años luz.[2] En 2011 se descubrió un planeta extrasolar en órbita alrededor de esta estrella.
Gliese 370 es una enana naranja de tipo espectral K6V[1] o K5V.[3] Al igual que el Sol, su energía proviene de la fusión nuclear del hidrógeno en helio, pero es más tenue y fría que este, con una temperatura de 4715 ± 102 K.[4] Tiene una octava parte[5] de la luminosidad solar y un radio equivalente al 68% del radio solar,[6] siendo su masa de 0,63 masas solares.[7] Sus características son semejantes a las de la componente principal de 61 Cygni o a las de Gliese 453.
Gliese 370 carece de actividad cromosférica[8] y puede ser una estrella de sólo 300 millones de años de edad;[9] otro estudio, sin embargo, le otorga una edad mucho mayor de 5610 ± 610 millones de años.[4] Su metalicidad, expresada como la abundancia relativa de hierro, equivale a un 66% de la del Sol.[7]
Sistema planetario
[editar]En 2011, mediante el uso del «Buscador de Planetas por Velocidad Radial de Alta Precisión» (HARPS), se descubrió un planeta en órbita alrededor de Gliese 370. Denominado HD 85512 b, tiene una masa 3,6 veces mayor que la de la Tierra y un período orbital de 58,43 días. Su distancia media respecto a la estrella es de 0,26 UA, por lo que se encuentra justo en el interior de la zona de habitabilidad.[4]
Por su baja masa y por la radiación que recibe —ligeramente inferior a la de Venus—, HD 85512 b puede ser apto para albergar vida. Si hay nubes que incrementan su albedo, su superficie podría ser lo suficientemente fría para que existiera agua líquida.[5]
| Acompañante (En orden desde la estrella) | Masa (MJ) | Período orbital (días) | Semieje mayor (UA) | Excentricidad |
|---|---|---|---|---|
| HD 85512 b | > 0,011 ± 0,0016 | 58,43 ± 0,13 | 0,26 ± 0,05 | 0,11 ± 0,1 |
Véase también
[editar]Referencias
[editar]- ↑ a b LHS 2201 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
- ↑ Stars within 15 light-years of Cape Photographic Durchmusterung -42°4101 (The Internet Stellar Database)
- ↑ Gl 370 Archivado el 6 de febrero de 2012 en Wayback Machine. (ARICNS)
- ↑ a b c F. Pepe, C. Lovis, D. Ségransan, W. Benz, F. Bouchy, X. Dumusque, M. Mayor, D. Queloz, N. C. Santos, S. Udry (2011). «The HARPS search for Earth-like planets in the habitable zone: I – Very low-mass planets around HD20794, HD85512 and HD192310». arXiv:1108.3447v3.
- ↑ a b L. Kaltenegger, S. Udry, F. Pepe (2011). «A Habitable Planet around HD 85512?». arXiv:1108.3561v1.
- ↑ Masana, E.; Jordi, C.; Ribas, I. (2006). «Effective temperature scale and bolometric corrections from 2MASS photometry». Astronomy and Astrophysics 450 (2). pp. 735-746 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ a b Santos, N. C.; Israelian, G.; Mayor, M.; Bento, J. P.; Almeida, P. C.; Sousa, S. G.; Ecuvillon, A. (2005). «Spectroscopic metallicities for planet-host stars: Extending the samples». Astronomy and Astrophysics 437 (3). pp. 1127-1133.
- ↑ Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Bubar, E. J.; McGahee, C. E.; O'Donoghue, A. A.; Knox, E. R. (2006). «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample». The Astronomical Journal 132 (1). pp. 161-170.
- ↑ C. A. Beichman, G. Bryden, K. R. Stapelfeldt, T. N. Gautier, K. Grogan, M. Shao, T. Velusamy, S. M. Lawler, M. Blaylock, G. H. Rieke, J. I. Lunine, D. A. Fischer, G. W. Marcy, J. S. Greaves, M. C. Wyatt, W. S. Holland & W. R. F. Dent (2006). «New Debris Disks around Nearby Main-Sequence Stars: Impact on the Direct Detection of Planets». The Astrophysical Journal 652 (2). pp. 1674-1693.
Datos: Q432400