Αστέρας του Λόιτεν
O λεγόμενος αστέρας του Λόιτεν (Luyten's star, GJ 273) είναι ερυθρός νάνος αστέρας στη νοτιοδυτική γωνία του αστερισμού Μικρού Κύνα. Παρά το ότι βρίσκεται σε απόσταση από τη Γη μόλις 12,37 έτη φωτός (είναι ο 38ος κοντινότερος αστέρας), είναι αόρατος με γυμνό μάτι εξαιτίας της μικρής του απόλυτης λαμπρότητας. Το όνομά του οφείλεται στον Βίλεμ Γιάκομπ Λέυτεν, ο οποίος σε συνεργασία με τον Έντγουιν Εμπιγκχάουζεν (Edwin G. Ebbighausen) προσδιόρισε για πρώτη φορά τη μεγάλη του ιδία κίνηση το 1935.[1]
| Αστέρας του Λόυτεν | ||
|---|---|---|
| Αστερισμός: | Μικρός Κύων | |
| Συντεταγμένες (εποχή 2000.0): | α = 7h:27m:24,5s, δ = +5°.13′.33″ | |
| Φαινόμενο μέγεθος: | 9,872 | |
| Φασματικός τύπος: | M3.5 V | |
| Απόσταση από τη Γη: | 12,37 έτη φωτός | |
| Εναλλακτικές ονομασίες: | GCTP1755, BD +05°1668, GJ 273, G 089-019, LHS 33, LTT 12021, LFT 527, Vys 17, HIP 36208 | |
Χαρακτηριστικά Επεξεργασία
Ο αστέρας του Λόιτεν έχει περίπου το ένα τέταρτο της μάζας του Ηλίου[2] και το ένα τρίτο της διαμέτρου του. [3] Από αστροφυσικής πλευράς, η μάζα του αστέρα αυτού είναι η μέγιστη με την οποία ένας ερυθρός νάνος μπορεί να έχει ρεύματα μεταφοράς θερμότητας σε όλο το εσωτερικό του.[4] Ως αστέρας της Κύριας ακολουθίας, παράγει ενέργεια με την πυρηνική σύντηξη υδρογόνου στον πυρήνα του. Η ταχύτητα περιστροφής του αστέρα γύρω από τον άξονά του δεν είναι ανιχνεύσιμη, αλλά δεν υπερβαίνει τα 2 ως 3 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο (km/sec) στον ισημερινό του.[5], που αντιστοιχούν σε μία περιστροφή ανά 95 ως 140 γήινες ημέρες περίπου.[6] Η επιφανειακή του θερμοκρασία είναι 3150 K, δίνοντάς του ένα βαθύ πορτοκαλί χρώμα, χαρακτηριστικό του φασματικού τύπου M.[6]
Το απόλυτο μέγεθος του αστέρα είναι 11,94, που αντιστοιχεί σε (απόλυτη) λαμπρότητα 724 φορές μικρότερη από αυτή που έχει ο Ήλιος.
Στην εποχή μας, ο Αστέρας του Luyten απομακρύνεται από το Ηλιακό Σύστημα (και επομένως και από τη Γη) με ταχύτητα 18,2 km/sec (65.520 χιλιόμετρα την ώρα), ενώ η ιδία κίνησή του ανέρχεται σε 3,74 δευτερόλεπτα της μοίρας ανά έτος. Μπορεί έτσι να υπολογισθεί ότι πέρασε σε μία ελάχιστη απόσταση από τη Γη πριν από 13 χιλιάδες χρόνια περίπου, και αυτή η απόσταση ήταν 11,97 έτη φωτός.[7] Σήμερα απέχει μόλις 1,2 έτος φωτός από τον Πρόκυνα, ο οποίος θα εμφανίζοταν με φαινόμενο μέγεθος −4,5 από τη θέση του Αστέρα του Luyten.[8]
Πλανητικό σύστημα Επεξεργασία
Τον Μάρτιο του 2017 ανακοινώθηκε ότι δύο εξωηλιακοί πλανήτες ανακαλύφθηκαν σε τροχιά γύρω από τον Αστέρα του Luyten.
Ο εξωτερικός πλανήτης (GJ 273b) είναι μία υπεργαία στην κατοικήσιμη ζώνη του αστέρα. Η μάζα του πλανήτη αυτού υπολογίσθηκε σε 2,89 ± 0,26 φορές τη μάζα της Γης και περιφέρεται γύρω από τον αστέρα σε απόσταση 0,09110 AU, μία φορά κάθε 18,650 ± 0,006 γήινες ημέρες. Η ροή ενέργειας που δέχεται από τον Αστέρα του Luyten είναι κατά 6% μεγαλύτερη εκείνης που δέχεται η Γη από τον Ήλιο, οπότε θα μπορούσε εύκολα να φιλοξενήσει ζωή, ιδίως αν έχει ατμόσφαιρα: ανάλογα με το άλβεδό του, η θερμοκρασία στην επιφάνειά του θα μπορούσε να είναι από –67 μέχρι +20 °C.
Ο εσωτερικός πλανήτης (GJ 273c) είναι ένας από τους μικρότερης μάζας εξωηλιακούς πλανήτης που ανιχνεύθηκαν ποτέ με τη μέθοδο της ακτινικής ταχύτητας, έχοντας μάζα από 2% ως 34% μεγαλύτερη από τη μάζα της Γης. Ωστόσο, απέχει από τον αστέρα μόλις 5.455.000 χιλιόμετρα, οπότε είναι θερμότερος από όσο χρειάζεται για να κατοικηθεί. Περιφέρεται γύρω από τον αστέρα μία φορά κάθε 4,7234 γήινες ημέρες.[9]
Δείτε επίσης Επεξεργασία
Παραπομπές Επεξεργασία
- ↑ Luyten, W. J.; Ebbighausen, E. G. (Σεπτέμβριος 1935), «A Faint Star of Large Proper Motion», Harvard College Observatory Bulletin (900): 1–3
- ↑ The One Hundred Nearest Stars, Research Consortium On Nearby Stars, 2009-01-01, http://www.astro.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm, ανακτήθηκε στις 2009-09-03
- ↑ Lacy, C. H. (Αύγουστος 1977), «Radii of nearby stars: an application of the Barnes-Evans relation», Astrophysical Journal Supplement Series 34: 479–492, doi:
- ↑ Reiners, A.; Basri, G. (Μάρτιος 2009), «On the magnetic topology of partially and fully convective stars», Astronomy and Astrophysics 496 (3): 787–790, doi:
- ↑ Reiners, A. (May 2007), «The narrowest M-dwarf line profiles and the rotation-activity connection at very slow rotation», Astronomy and Astrophysics 467 (1): 259–268, doi:
- ↑ 6,0 6,1 Viti, S.; Jones, H. R. A.; Richter, M. J.; Barber, R. J.; Tennyson, J.; Lacy, J. H. (August 2008), «A potential new method for determining the temperature of cool stars», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 388 (3): 1305–1313, doi:
- ↑ García-Sánchez, J. (2001). «Stellar encounters with the solar system». Astronomy and Astrophysics 379: 634–659. doi:. Bibcode: 2001A&A...379..634G.
- ↑ Schaaf, Fred (2008). The Brightest Stars: Discovering the Universe Through the Sky's Most Brilliant Stars. John Wiley & Sons. σελ. 169. ISBN 0-471-70410-5.
- ↑ N. Astudillo-Defru (17 Μαρτίου 2017), The HARPS search for southern extra-solar planets, https://arxiv.org/pdf/1703.05386.pdf, ανακτήθηκε στις 17 Μαρτίου 2017
Εξωτερικοί σύνδεσμοι Επεξεργασία
 
|
Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα Luyten's Star της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 4.0. (ιστορικό/συντάκτες). |