Zeta Doradus , latinizado de ζ Doradus , es un sistema estelar joven que se encuentra aproximadamente a 38 años luz de distancia. El sistema consta de dos estrellas muy separadas, siendo la primaria lo suficientemente brillante como para ser observada a simple vista, pero la secundaria es una estrella mucho más tenue que requiere un equipo telescópico para ser observada.
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 | |
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Constelación | Dorado |
ζ Dor A | |
Ascensión recta | 05 h 05 m 30.65618 s [1] |
Declinación | −57 ° 28 ′ 21,7289 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 4.8191 ± 0.007 [2] |
ζ Dor B | |
Ascensión recta | 05 h 05 m 47.37235 s [3] |
Declinación | −57 ° 33 ′ 13,7974 ″ [3] |
Magnitud aparente (V) | 9.0206 ± 0.017 [2] |
Caracteristicas | |
ζ Dor A | |
Tipo espectral | F7V |
Índice de color B − V | 0,526 ± 0,011 |
ζ Dor B | |
Tipo espectral | K7V |
Índice de color B − V | 1,386 ± 0,012 |
Astrometria | |
ζ Dor A | |
Velocidad radial (R v ) | −1,15 ± 0,22 [1] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | RA: −32,140 [1] mas / año Diciembre: 117,417 [1] mas / año |
Paralaje (π) | 86,0239 ± 0,1516 [1] mas |
Distancia | 37,91 ± 0,07 ly (11,62 ± 0,02 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | 4.38 [4] |
ζ Dor B | |
Velocidad radial (R v ) | −0,88 ± 0,16 [3] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | RA: −32,784 [3] mas / año Diciembre: 119,633 [3] mas / año |
Paralaje (π) | 85,4852 ± 0,0254 [3] mas |
Distancia | 38.15 ± 0.01 ly (11.698 ± 0.003 pc ) |
Detalles | |
Zeta Dor A | |
Masa | 1.07 [5] M ☉ |
Radio | 1.07+0,02 −0,07[1] R ☉ |
Luminosidad | 1,550 ± 0,005 [1] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 4.38 [4] cgs |
Temperatura | 6.227+223 −59[1] K |
Metalicidad [Fe / H] | −0,21 ± 0,07 [6] dex |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 15,4 ± 0,8 [4] km / s |
Edad | 580 [7] Myr |
ζ Dor B | |
Masa | 0,53 [5] M ☉ |
Radio | 0,61+0.05 −0.03[3] R ☉ |
Luminosidad | 0.084 [3] L ☉ |
Temperatura | 4750 ± 340 [8] K |
Otras designaciones | |
ζ Dor, Zet Dor , FK5 189, HD 33262, HR 1674, SAO 233822, WDS 05055-5728 | |
ζ Dor A : CPD −57 ° 735 , GJ 189, HIP 23693 | |
ζ Dor B : CPD −57 ° 737 , GJ 1075, HIP 23708 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | ζ Dor A |
ζ Dor B |
Componentes
Zeta Doradus A es una estrella brillante de alto movimiento propio con un tipo espectral de F7V, lo que significa que es una estrella de secuencia principal que es más caliente y brillante que el Sol. Con una magnitud aparente de 4,82, es aproximadamente la octava estrella más brillante de la constelación de Dorado.
Aunque se ha sabido que Zeta Doradus B es una estrella cercana desde al menos el Catálogo Gliese de Estrellas Cercanas , la conexión de que es un compañero de movimiento propio común de Zeta Doradus A se hizo mucho más recientemente gracias a los datos del satélite Hipparcos . Las dos estrellas forman un binario amplio, con una separación física entre los componentes de aproximadamente 0.018 parsecs [5] (0.06 años luz) que es aproximadamente 3700 AU. Esto es comparable a la separación de 15000 UA entre Alpha Centauri AB y Proxima Centauri .
Ambos componentes del sistema muestran una actividad considerable: los log R ' HK de las estrellas son -4,373 y -4,575, [9] respectivamente, mientras que una estrella está "tranquila" cuando tiene un Log R' HK de <-4,8. Esto indica que el sistema es joven; de hecho, la edad estimada para Zeta Doradus A es de sólo 0,58 mil millones de años, [7] aproximadamente una octava parte de la edad solar.
No es raro que una estrella joven posea un disco de escombros ; Zeta Doradus A no es una excepción, ya que se ha descubierto que tiene un exceso de infrarrojos indicativo de un disco de cuerpos pequeños como cometas que reemiten luz absorbida en una longitud de onda más roja. Para Zeta Doradus A, el disco de polvo tiene una luminosidad de 6,0 x 10 −6 veces la luminosidad solar [6] y una temperatura de 91 ± 12 Kelvin, [10] lo que indica que se encuentra a una separación de varias AU.
Búsquedas de planetas
Las estrellas de tipo espectral temprano (> F8) a menudo son ignoradas por las búsquedas de planetas basadas en la velocidad radial (RV) debido a problemas de precisión: su alta temperatura disminuye la profundidad de sus líneas espectrales y tienden a ser rotadores rápidos, lo que amplía su espectro espectral. líneas. Aún así, a veces es posible alcanzar niveles de precisión capaces de detectar planetas en estrellas de tipo AF, por lo que Zeta Doradus A se incluyó en una muestra de estrellas de tipo temprano observadas con HARPS . [11] Se encontró que la estrella es RV-estable a 17 m / s con incertidumbres internas de 3 m / s, lo que indica que la estrella no tiene compañeros cercanos de gran masa, pero no excluye la presencia de sub -Planetas de masas jovianas.
Ver también
- Estrellas y sistemas planetarios en la ficción
Referencias
- ^ a b c d e f g h i Brown, AGA; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). " Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta" . Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A & A ... 616A ... 1G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 . Registro de Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
- ^ a b van Leeuwen, F. (2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos" . Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A y A ... 474..653V . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . S2CID 18759600 .
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- ^ a b c Ammler-von Eiff, M .; et al. (2012). "Nuevas medidas de rotación y rotación diferencial en estrellas AF: ¿hay dos poblaciones de estrellas que rotan diferencialmente?". Astronomía y Astrofísica . 542 : A116. arXiv : 1204.2459 . Bibcode : 2012A y A ... 542A.116A . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201118724 . S2CID 53666672 .
- ^ a b c Shaya, Ed J .; Olling, Rob P. (enero de 2011), "Binarios muy amplios y otros compañeros estelares comoving: un análisis bayesiano del catálogo de Hipparcos", The Astrophysical Journal Supplement , 192 (1): 2, arXiv : 1007.0425 , Bibcode : 2011ApJS .. 192 .... 2S , doi : 10.1088 / 0067-0049 / 192/1/2 , S2CID 119226823
- ^ a b Bryden, G .; et al. (2006). "Frecuencia de discos de escombros alrededor de estrellas de tipo solar: primeros resultados de una encuesta Spitzer MIPS". El diario astrofísico . 636 (2): 1098-1113. arXiv : astro-ph / 0509199 . Código Bibliográfico : 2006ApJ ... 636.1098B . doi : 10.1086 / 498093 . S2CID 19037458 .
- ^ a b Maldonado, J .; et al. (Mayo de 2012). "Metalicidad de estrellas de tipo solar con discos de escombros y planetas". Astronomía y Astrofísica . 541 : A40. arXiv : 1202.5884 . Bibcode : 2012A & A ... 541A..40M . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201218800 . S2CID 46328823 .
- ^ Bailer-Jones, CAL; et al. (2011). "Inferencia bayesiana de parámetros estelares y extinción interestelar mediante paralaje y fotometría multibanda". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 411 (1): 435–452. arXiv : 1009.2766 . Código bibliográfico : 2011MNRAS.411..435B . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17699.x . S2CID 30425562 .
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- ^ Lagrange, A. -M .; et al. (2009). "Planetas extrasolares y enanas marrones alrededor de estrellas de tipo AF. VI. Encuesta RV de alta precisión de enanas de tipo temprano con HARPS". Astronomía y Astrofísica . 495 (1): 335–352. arXiv : 0809.4636 . Bibcode : 2009A & A ... 495..335L . doi : 10.1051 / 0004-6361: 200810105 . S2CID 62894956 .
enlaces externos
- " ARICNS : 00422" . ARICNS . Centro de Astronomía , Universidad de Heidelberg .
- NStars : 0505-5728 [ enlace muerto permanente ]