| HD 4308 | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época J2000.0) | ||
| Constelación | Tucana | |
| Ascensión recta (α) | 00h 44m 39,27s | |
| Declinación (δ) | -65º 38’ 58,3’’ | |
| Mag. aparente (V) | +6,55 | |
| Características físicas | ||
| Clasificación estelar | G6V | |
| Masa solar | 0,90 M☉ | |
| Radio | (1,06 R☉) | |
| Magnitud absoluta | +4,83 | |
| Gravedad superficial | 4,38 (log g) | |
| Luminosidad | 0,98 L☉ | |
| Temperatura superficial | 5644 K | |
| Metalicidad | [Fe/H] = -0,34 | |
| Edad | 10,9 × 109 años | |
| Astrometría | ||
| Velocidad radial | 97,7 km/s | |
| Distancia | 71,9 ± 0,6 años luz | |
| Paralaje | 45,34 ± 0,32 mas | |
| Sistema | ||
| Planetas y otros astros | 1 | |
| Referencias | ||
| SIMBAD | enlace | |
| NStED | enlace | |
| Otras designaciones | ||
| HIP 3497 / SAO 248244 / GJ 9028 / CPD -66 38 / PPM 352003 | ||
HD 4308[1] es una estrella de magnitud aparente +6,55 encuadrada en la constelación de Tucana. En 2005 se descubrió un planeta de baja masa en órbita alrededor de esta estrella.[2]
Características
HD 4308 es una enana amarilla de tipo espectral G6V[3] o G5V.[2] Tiene una temperatura superficial de 5644 K[4] y su luminosidad es un 2% inferior a la luminosidad solar.[5] Su radio es un 6% más grande que el radio solar[6] y gira sobre sí misma con una velocidad de rotación igual o superior a 0,2 km/s.[7] Posee una masa inferior a la masa solar en un 20%.[5]
A diferencia del Sol, la alta velocidad espacial de HD 4308 indica que es una vieja estrella del disco grueso[8] cuya edad puede ser de aproximadamente 10.900 millones de años.[9] Presenta una metalicidad —abundancia de elementos más pesados que el helio— baja, menos de la mitad de la que tiene el Sol ([Fe/H] = -0,34).[4] Este empobrecimiento es aún más patente en el caso del manganeso, pero también es observable, aunque en menor medida, para sodio, cromo y níquel.[8][4] Por otra parte, su abundancia relativa de litio (logє[Li] = 1,05)[10] es igual a la del Sol o a la de 61 Virginis, estrella semejante a HD 4308 que alberga también un sistema planetario.
Sistema planetario
En 2005 se descubrió la existencia de un planeta de baja masa, denominado HD 4308 b, en órbita alrededor de HD 4308. Tiene una masa mínima equivalente a 14 veces la masa de la Tierra —en el rango de Urano o Neptuno—, moviéndose a una distancia de 0,12 UA respecto a su estrella. Completa una órbita en sólo 15,6 días.[11]
| Acompañante (En orden desde la estrella) |
Masa (MJ) |
Período orbital (días) |
Semieje mayor (UA) |
Excentricidad |
|---|---|---|---|---|
| HD 4308 b | > 0,0405 ± 0,005 | 15,609 ± 0,007 | 0,118 ± 0,09 | 0,27 ± 0,12 |
Con el fin de estudiar la mineralogía de hipotéticos planetas terrestres, se han evaluado las relaciones C/O y Mg/Si en HD 4308. Así, la relación C/O es 0,60, lo que implica que, al igual que en el Sistema Solar, el silicio sólido se encuentra como cuarzo y silicatos, predominantemente formando silicatos de magnesio. En el caso de HD 4308 (Mg/Si = 1,20), éstos son olivino y piroxeno, también como en el ámbito solar.[4]
Véase también
Referencias
- ↑ LHS 1139 -- High proper-motion Star (SIMBAD)
- ↑ a b Udry, S.; Mayor, M.; Benz, W.; Bertaux, J.-L.; Bouchy, F.; Lovis, C.; Mordasini, C.; Pepe, F.; Queloz, D.; Sivan, J.-P. (2006). «The HARPS search for southern extra-solar planets. V. A 14 Earth-masses planet orbiting HD 4308». Astronomy and Astrophysics 447 (1). pp. 361-367.
- ↑ 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 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ a b c d Delgado Mena, E.; Israelian, G.; González Hernández, J. I.; Bond, J. C.; Santos, N. C.; Udry, S.; Mayor, M. (2010). «Chemical Clues on the Formation of Planetary Systems: C/O Versus Mg/Si for HARPS GTO Sample». The Astrophysical Journal 725 (2). pp. 2349-2358.
- ↑ a b Sousa, S. G.; Santos, N. C.; Mayor, M.; Udry, S.; Casagrande, L.; Israelian, G.; Pepe, F.; Queloz, D.; Monteiro, M. J. P. F. G. (2008). «Spectroscopic parameters for 451 stars in the HARPS GTO planet search program. Stellar (Fe/H) and the frequency of exo-Neptunes». Astronomy and Astrophysics 487 (1). pp. 373-381.
- ↑ van Belle, Gerard T.; von Braun, Kaspar (2009). «Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars». The Astrophysical Journal 694 (2). pp. 1085-1098.
- ↑ Valenti, Jeff A.; Fischer, Debra A. (2005). «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 159 (1). pp. 141-166.
- ↑ a b Neves, V.; Santos, N. C.; Sousa, S. G.; Correia, A. C. M.; Israelian, G. (2009). «Chemical abundances of 451 stars from the HARPS GTO planet search program. Thin disc, thick disc, and planets». Astronomy and Astrophysics 497 (2). pp. 563-581.
- ↑ Holmberg, J.; Nordström, B.; Andersen, J. (2009). «The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics». Astronomy and Astrophysics 501 (3). pp. 941-947.
- ↑ Lubin, Dan; Tytler, David; Kirkman, David (2010). «Lithium Abundance in Solar-type Stars with Low Chromospheric Activity: Application to the Search for Maunder Minimum Analogs». The Astrophysical Journal 716 (1). pp. 766-775.
- ↑ HD 4308 (The Extrasolar Planets Encyclopaedia)
Datos: Q1154095