Groombridge 1618 es una estrella en la constelación norteña de la Osa Mayor . Con una magnitud visual aparente de +6,6, se encuentra en o por debajo del umbral de las estrellas visibles a simple vista para un observador medio. Está relativamente cerca de la Tierra , a 15,88 años luz . Esta es una estrella de secuencia principal de tipo espectral K7.5 Ve, que tiene solo el 67% de la masa del Sol . Hay un presunto compañero planetario con un período orbital de 122 días.
Esta estrella se identificó por primera vez como la entrada 1618 en el trabajo A Catalog of Circumpolar Stars de Stephen Groombridge publicado póstumamente en 1838. [15] Tiene un movimiento tan propio en el cielo que garantizaba que la estrella estaba bastante cerca y la convertía en una de las primeras candidatas. para mediciones de paralaje . En 1884, el ángulo de paralaje se midió como 0 ″ , 322 ± 0″,023 , que es mayor que el valor moderno de 0″,205. [dieciséis]
Groombridge 1618 tiene una clasificación estelar de K8 V, lo que significa que es una estrella de secuencia principal de tipo K que genera energía fusionando hidrógeno en su núcleo. Tiene el 67% de la masa del Sol , el 61% del radio del Sol , [9] pero irradia solo el 15% de la energía del Sol y solo el 4,6% de la energía del Sol en el espectro de luz visible . La temperatura superficial efectiva de la fotosfera de la estrella es de unos 4000 K, lo que le da un tono naranja.
Es una variable de BY Draconis con una intensidad de campo magnético superficial de 750 G. [4] La cromosfera es relativamente inactiva [17] y produce manchas estelares comparables a las manchas solares . Sin embargo, al igual que UV Ceti , se ha observado que experimenta aumentos de luminosidad como una estrella fulgurante . [5]
Una búsqueda del exceso de emisión infrarroja de esta estrella por parte del Observatorio Espacial Infrarrojo resultó negativa, lo que implica que Groombridge 1618 no posee un disco de escombros cercano (como Vega ). [18] Sin embargo, las observaciones utilizando el Observatorio Espacial Herschel mostraron un pequeño exceso que sugiere un disco de escombros de baja temperatura. Los datos se pueden modelar mediante un anillo de polvo grueso altamente reflectante a una temperatura inferior a 22 K que orbita al menos a 51 AU de la estrella anfitriona. [10] Si esta estrella tiene un compañero, astrométricolas mediciones parecen colocar un límite superior de 3 a 12 veces la masa de Júpiter en un objeto hipotético de este tipo (para períodos orbitales en el rango de 5 a 50 años). [19]
Esas observaciones recopiladas por Marcy & Benitz (1989), [20] tienden hacia un solo objeto notable con una periodicidad de 122 días como un objeto planetario con una masa mínima de 4 veces la de Júpiter . Este candidato a planeta no ha sido confirmado y la señal que encontraron los autores podría deberse a la actividad estelar intrínseca de la joven edad de la estrella. De confirmarse, el planeta estaría dentro de la zona habitable de la estrella . [nota 1]