HD 142

HD 142 es un amplio sistema de estrellas binarias[1] en la constelación de Fénix, que posee un exoplaneta orbitándola.

HD 142
Datos de observación
(Época 2000)
Constelación Fénix
Ascensión recta (α) 00 h 06 m 19.1755 s
Declinación (δ) -49°04′30.688″
Mag. aparente (V) 5.7
Características físicas
Clasificación estelar G1IV
Astrometría
Distancia 67.18 años luz (20.6 pc)
Otras designaciones
HIP 522

Sistema estelar binario

El componente principal es una estrella amarillo-blanca apenas visible a simple vista, con una magnitud visual aparente de 5,7. El sistema está ubicado a una distancia de 85,5 años luz del Sol según las mediciones de paralaje, y se está alejando con una velocidad radial de +6 km/s.[2]

El componente principal es una estrella de tipo F de la secuencia principal con una clasificación estelar de F7V,[3] que indica que está experimentando una fusión de hidrógeno del núcleo. Tiene una antigüedad estimada de 2500 millones de años[4] y gira con una velocidad de rotación proyectada de 10 km / s.[5] La estrella tiene 1,25 veces la masa del Sol y 1,4 veces el radio del Sol. Radia 2.9 veces la luminosidad del Sol desde su fotosfera a una temperatura efectiva de 6.338 K.[4]

En 1894 se detectó una estrella compañera de magnitud 11,5,[1] lo que lo convierte en un sistema estelar binario.[6] Se confirmó que la compañera binaria estaba ligada gravitacionalmente en 2007 y se determinó que era una enana roja de tipo espectral K8.5-M1.5[7] con 54% de la masa solar.[8] El par tiene una separación proyectada de 120,6 UA.[8]

Sistema planetario
HD 142 b
Descubrimiento
Descubridor Tinney et al.
Fecha 2001
Método de detección Velocidad radial
Categoría estrella
Constelación El Fenix
Ascensión recta (α) 1,5798971854629 grados sexagesimales
Declinación (δ) −49,075186458224 grado sexagesimal
Distancia estelar 26,2051 pársecs
Elementos orbitales
Semieje mayor 1.045±0.061 UA
Excentricidad 0.26±0.18
Elementos orbitales derivados
Período orbital sideral 350.3±3.6 días
Longitud perihelio 303°
Último perihelio 2451963
±43 DJ
Características físicas
Masa >1.31±0.18 MJúpiter
Radio 1,413203 radios solares

En 2001, el equipo anglo-australiano de búsqueda de planetas dirigido por Chris Tinney anunció el descubrimiento de un planeta extrasolar que orbitaba la estrella primaria.[9][10] En 2006 se observó una tendencia lineal adicional en los datos de velocidad radial[11] que podría haberse debido a otro planeta o al compañero estelar.[12] En 2012, mediciones adicionales permitieron la detección de un segundo planeta. En los datos se observó un tercer planeta posible con un período de 108 días, pero con una probabilidad de falsa alarma del cinco por ciento.[13] Otro artículo del mismo equipo actualizó los parámetros para b y c, pero no mencionó el posible planeta d.[14]

El planeta HD 142 b de este sistema planetario es un planeta joviano que orbita la estrella HD 142 a aproximadamente 1 UA. Esto lo pone en la zona habitable de la estrella.

Sistema planetario de HD 142[13][14]
Compañero

(en orden desde la estrella)

 Masa Eje semimayor

(UA)

 Periodo orbital

(días)

 Excentricidad Inclinación Radio
d (sin confirmar) ≥0.30 MJ 0.469 108.39 0.12 — —
b ≥1.268±0.107 MJ 1.0467±0.0015 352.48±0.77 0.294±0.076 — —
c ≥5.35±0.27 MJ 7.139±0.025 6,268±32 0.138±0.055 — —

Referencias
  1. Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (11 de septiembre de 2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (en inglés) 389 (2): 869-879. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x. Consultado el 12 de enero de 2021.
  2. Valenti, Jeff A.; Fischer, Debra A. (2005-07). «Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs». The Astrophysical Journal Supplement Series (en inglés) 159 (1): 141-166. ISSN 0067-0049. doi:10.1086/430500. Consultado el 12 de enero de 2021.
  3. 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. (2006-07). «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc--The Southern Sample». The Astronomical Journal (en inglés) 132 (1): 161-170. ISSN 0004-6256. doi:10.1086/504637. Consultado el 12 de enero de 2021.
  4. Ghezzi, L.; Cunha, K.; Smith, V. V.; de Araújo, F. X.; Schuler, S. C.; de la Reza, R. (10 de septiembre de 2010). «STELLAR PARAMETERS AND METALLICITIES OF STARS HOSTING JOVIAN AND NEPTUNIAN MASS PLANETS: A POSSIBLE DEPENDENCE OF PLANETARY MASS ON METALLICITY». The Astrophysical Journal 720 (2): 1290-1302. ISSN 0004-637X. doi:10.1088/0004-637X/720/2/1290. Consultado el 12 de enero de 2021.
  5. Soto, M. G.; Jenkins, J. S. (2018-07). «Spectroscopic Parameters and atmosphEric ChemIstriEs of Stars (SPECIES): I. Code description and dwarf stars catalogue». Astronomy & Astrophysics 615: A76. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/201731533. Consultado el 12 de enero de 2021.
  6. Raghavan, Deepak; Henry, Todd J.; Mason, Brian D.; Subasavage, John P.; Jao, Wei‐Chun; Beaulieu, Thom D.; Hambly, Nigel C. (20 de julio de 2006). «Two Suns in The Sky: Stellar Multiplicity in Exoplanet Systems». The Astrophysical Journal (en inglés) 646 (1): 523-542. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/504823. Consultado el 12 de enero de 2021.
  7. Eggenberger, A.; Udry, S.; Chauvin, G.; Beuzit, J.-L.; Lagrange, A.-M.; Ségransan, D.; Mayor, M. (2007-10). «The impact of stellar duplicity on planet occurrence and properties: I. Observational results of a VLT/NACO search for stellar companions to 130 nearby stars with and without planets». Astronomy & Astrophysics 474 (1): 273-291. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:20077447. Consultado el 12 de enero de 2021.
  8. Tokovinin, A.; Kiyaeva, O. (21 de febrero de 2016). «Eccentricity distribution of wide binaries». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (en inglés) 456 (2): 2070-2079. ISSN 0035-8711. doi:10.1093/mnras/stv2825. Consultado el 12 de enero de 2021.
  9. Observatorio Astronómico Australiano (15 de octubre de 2001). «Astronomers close in on Solar System's 'siblings'». Archivado desde el original el 22 de agosto de 2016. Consultado el 10 de julio de 2016.
  10. Tinney, C. G.; Butler, R. Paul; Marcy, Geoffrey W.; Jones, Hugh R. A.; Penny, Alan J.; McCarthy, Chris; Carter, Brad D. (20 de mayo de 2002). «Two Extrasolar Planets from the Anglo‐Australian Planet Search». The Astrophysical Journal (en inglés) 571 (1): 528-531. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/339916. Consultado el 12 de enero de 2021.
  11. Butler, R. P.; Wright, J. T.; Marcy, G. W.; Fischer, D. A.; Vogt, S. S.; Tinney, C. G.; Jones, H. R. A.; Carter, B. D. et al. (20 de julio de 2006). «Catalog of Nearby Exoplanets». The Astrophysical Journal (en inglés) 646 (1): 505-522. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/504701. Consultado el 12 de enero de 2021.
  12. Wright, J. T.; Marcy, G. W.; Fischer, D. A; Butler, R. P.; Vogt, S. S.; Tinney, C. G.; Jones, H. R. A.; Carter, B. D. et al. (2007-03). «Four New Exoplanets and Hints of Additional Substellar Companions to Exoplanet Host Stars». The Astrophysical Journal (en inglés) 657 (1): 533-545. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/510553. Consultado el 12 de enero de 2021.
  13. Wittenmyer, Robert A.; Horner, J.; Tuomi, Mikko; Salter, G. S.; Tinney, C. G.; Butler, R. P.; Jones, H. R. A.; O’Toole, S. J. et al. (10 de julio de 2012). «THE ANGLO-AUSTRALIAN PLANET SEARCH. XXII. TWO NEW MULTI-PLANET SYSTEMS». The Astrophysical Journal 753 (2): 169. ISSN 0004-637X. doi:10.1088/0004-637X/753/2/169. Consultado el 12 de enero de 2021.
  14. Wittenmyer, Robert A; Wang, Songhu; Horner, Jonathan; Butler, R P; Tinney, C G; Carter, B D; Wright, D J; Jones, H R A et al. (11 de febrero de 2020). «Cool Jupiters greatly outnumber their toasty siblings: occurrence rates from the Anglo-Australian Planet Search». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (en inglés) 492 (1): 377-383. ISSN 0035-8711. doi:10.1093/mnras/stz3436. Consultado el 12 de enero de 2021.

Bibliografía

Enlaces externos
Este artículo ha sido escrito por Wikipedia. El texto está disponible bajo la licencia Creative Commons - Atribución - CompartirIgual. Pueden aplicarse cláusulas adicionales a los archivos multimedia.