En 1961, el astrónomo George Van Biesbroeck publicó un catálogo de estrellas de baja luminosidad descubiertas utilizando el telescopio refractor Otto Struve de 82 pulgadas (2,1 m) del Observatorio McDonald en Texas .
Encuesta y catálogo
Este estudio es similar a los estudios anteriores de estrellas tenues que realizaron Max Wolf y Frank Elmore Ross, pero utilizando equipos y técnicas posteriores que podrían detectar estrellas incluso más débiles. Las estrellas de este catálogo son todas estrellas de baja luminosidad que aparecen cerca de estrellas conocidas de alto movimiento propio en el campo de visión del telescopio. El movimiento propio alto indica que las estrellas están lo suficientemente cerca de la Tierra como para que se pueda ver una estrella tenue con un telescopio grande. Suponiendo que estas estrellas de alto movimiento propio podrían ser estrellas binarias con compañeras tenues, previamente no detectadas. Tomó astrofotografías del espacio alrededor de estas estrellas en busca de estrellas de baja luminosidad que compartieran los altos movimientos propios de la estrella primaria. En general, las estrellas primarias eran demasiado tenues para una medición directa de su distancia midiendo su paralaje en ese momento. [1]
Las estrellas de este catálogo están identificadas por la designación; VB .
La lista original terminaba en 12 y la mayoría se identificaba como unida gravitacionalmente en un sistema estelar binario o múltiple. También identificó otras 17 estrellas conocidas de alto movimiento propio que más tarde descubrió que tenían estrellas de baja luminosidad en el campo de visión de la estrella brillante. Se descubrió que muchas de estas estrellas eran estrellas dobles ópticas , no unidas gravitacionalmente a otra estrella, y no se sabe que formen parte de un sistema binario.
La mayoría de las estrellas en este catálogo son de tipo K y M , enanas rojas , estrellas, algunas con masa y luminosidad excepcionalmente bajas. Tres de las estrellas son de tipo DC, enanas blancas , estrellas.
La estrella de este catálogo que se sabe que está más cerca de la Tierra es VB 10 , a unos 19 años luz de distancia.
Descubiertas estrellas de baja luminosidad | ||||||||
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Número | Magnitud | Tipo | Ascensión recta | Declinación | Estrella primaria | Movimiento adecuado | Paralaje | Notas |
VB 1 | 16,0 | M6V | 05 45 43,22 | -22 20 03,5 | gamma Leporis | -237-580 | ||
VB 2 | 14,86 | METRO | 06 06 30.57 | +04 30 32,7 | Ross 413 | 155 -790 | ||
VB 3 | 16.59 | corriente continua | 07 45 38,73 | -33 47 50,0 | GC 10473 | -271 1668 | 65,79 | |
VB 4 | 15 | corriente continua | 11 34 29,74 | -32 49 56,6 | GC 15873 | -591 731 | 104,5 | |
VB 5 | 15.43 | M4 | 11 46 32,70 | -40 29 47,7 | GC 16149 | -1530 403 | ||
VB 6 | dieciséis | 11 58 26,54 | -41 55 06,3 | CD-41 6879 | -643 -367 | |||
VB 7 | 15.23 | M7V | 14 00 26,62 | +47 39 59,1 | Ross 1027 | -619-301 | ||
VB 8 | 16,7 | M6.5V | 16 55 35,29 | -08 23 40,1 | Lobo 629 | -771 -871 | 153,96 | |
VB 9 | 13.02 | M3.5 | 18 35 27,23 | +45 45 40,3 | LFT 1421 | 460 361 | 63 | |
VB 10 | 17.30 | M8V | 19 16 57.62 | +05 09 02.2 | Lobo 1055 | -614-1368 | 164,3 | Primario aparece incorrectamente como Wolf 1085. |
VB 11 | 16,68 | corriente continua | 20 56 47,79 | -04 50 39,8 | Ross 193 | 787,22 -218,69 | 56,56 | |
VB 12 | 16,96 | sdM3 | 23 17 05.00 | -13 51 04,1 | GC 32412 | -525-1168 | ||
VB 13 | 15 | METRO | 00 55 49,48 | -11 38 03,6 | L 796-10 | 288-114 | ||
VB 14 | 14,2 | M1 | 01 52 50,90 | -10 34 13,7 | Ross 555 | 346 123 | ||
VB 15 | 15 | 5 25 33,79 | -3 29 48,3 | BD -3 3110 | Las coordenadas primarias no coinciden. VB 15 no aparece en SIMBAD | |||
VB 16 | 13,77 | M4 | 06 49 05.42 | +37 06 53,4 | LFT 487 | 201-1586 | 72 | |
VB 17 | 15 | 07 33 11.03 | -42 49 31,3 | LFT 533 | 92 -552 | |||
VB 18 | 17 | 10 57 14,97 | +41 57 56,5 | Fu 29 | -274-262 | El primario no está identificado. | ||
VB 19 | 18 | 11 16 05,66 | +07 57 43,0 | Lobo 373 | 167-293 | |||
VB 20 | 10,91 | 11 17 11.716 | +17 29 26,92 | LFT 789 | -304,84 -33,81 | 10.25 | ||
VB 21 | 14 | 12 03 22,74 | +69 03 54.5 | LFT 880 | -265 44 | |||
VB 22 | 15,5 | 13 36 59,29 | +07 51 54,5 | Ross 491 | 372-14 | |||
VB 23 | 15 | 14 50 38,26 | +07 20 52,3 | LFT 1146 | -202 55 | |||
VB 24A | 12.48 | M3 | 15 40 03.53 | +43 29 39,7 | 1171-317 | 74,2 | ||
VB 24B | 13.80 | M3.5 | 15 40 03,74 | +43 29 35,5 | 1171-317 | 74,2 | ||
VB 25 | 14 | 16 45 47,58 | +33 26 34,8 | BD 33 2777 | -146 -366 | |||
VB 26 | 14.05 | K | 16 55 13,76 | -08 07 58,7 | BD -8 4352 | -243 -664 | ||
VB 27 | 15 | METRO | 18 23 17,66 | +72 41 55,6 | chi Draconis | -98 484 | ||
VB 28 | 15 | 18 41 58,73 | +31 40 17.0 | Ross 145 | -116 -216 | |||
VB 29 | 13 | METRO | 21 27 47,51 | +55 05 33,7 | Ross 198 | 492 193 |
El catálogo original de 1961 se ha actualizado para esta tabla utilizando las últimas coordenadas de SIMBAD ya que muchos de estos objetos se han alejado una distancia considerable de sus posiciones de 1961. Las designaciones de objetos originales para las estrellas primarias se utilizan pero se modifican para que sean coherentes con los estándares SIMBAD cuando sea necesario. Una estrella primaria se identificó incorrectamente y dos estrellas primarias no pudieron identificarse positivamente del catálogo original.
Significado
Este catálogo de estrellas es significativo no solo por las características intrínsecas de las propias estrellas, sino también por la proximidad de las estrellas a la Tierra . Estas estrellas cercanas de baja masa y baja luminosidad se encuentran en una ubicación única para búsquedas exoplanetarias mediante astrometría o métodos ópticos. La baja masa de la estrella permite a los observadores en la Tierra ver un gran movimiento de la estrella para una masa planetaria determinada. La baja luminosidad de las estrellas hace posible un estudio telescópico óptico o infrarrojo directo de objetos en órbita, como planetas, cerca de la estrella.
Un miembro notable de este grupo es VB 10 , descubierto en 1944. Esta estrella era la estrella menos masiva y más tenue conocida en el momento de su descubrimiento. [2] Basado en una afirmación de descubrimiento hecha en 2009, VB 10 se habría convertido en la primera estrella en tener un planeta extrasolar detectado usando astrometría , [3] sin embargo, esta almeja fue refutada más tarde. [4]
Ver también
- Lista de estrellas menos masivas
Referencias
- ↑ van Biesbroeck, G. (noviembre de 1961). "Una búsqueda de estrellas de baja luminosidad". El diario astronómico . 66 (7): 528–530. Código Bibliográfico : 1961AJ ..... 66..528V . doi : 10.1086 / 108457 .
- ^ van Biesbroeck, G. (agosto de 1944). "La estrella de menor luminosidad conocida" . El diario astronómico . 51 : 61–62. Código Bibliográfico : 1944AJ ..... 51 ... 61V . doi : 10.1086 / 105801 .
- ^ Pravdo; et al. (2009). "Planeta candidato de una estrella ultracool" (PDF) . El diario astrofísico . 700 : 623–632. arXiv : 0906.0544 . Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 700..623P . doi : 10.1088 / 0004-637X / 700/1/623 . Archivado desde el original (PDF) el 4 de junio de 2009 . Consultado el 30 de mayo de 2009 .
- ^ Bean, Jacob L .; Seifahrt, Andreas; Hartman, Henrik; Nilsson, Hampus; et al. (2010). "El planeta gigante propuesto que orbita VB 10 no existe". Las cartas de la revista astrofísica . 711 (1): L19 – L23. arXiv : 0912.0003 . Código Bibliográfico : 2010ApJ ... 711L..19B . doi : 10.1088 / 2041-8205 / 711/1 / L19 .