Gliese 667
Gliese 667 (també coneguda com a GJ 667, Gl 667, 142 G. Scorpii or HR 6426)[7] és un sistema estel·lar triple a la constel·lació de l'Escorpió a 22,1 anys llum del sistema solar. Prop dels tres estels s'hi troba un altre estel de magnitud 12, però no lligat gravitatòriament al sistema. A simple vista s'observa com una única estrella tènue de magnitud aparent +5,89.
Sistema d'estrelles[modifica]
Gliese 667 és un sistema triple, on la component C orbita al voltant del parell interior format per A i B. Les dues components més brillants, Gl 667 A i Gl 667 B, es troben separades per una distància mitjana de 12,6 UA, no obstant presenten una òrbita excèntrica, que les porta fins a proximitats de 5 AU fins a 20 AU. L'òrbita triga 42,15 anys a completa una volta. La distància orbital es trasllada fins a una mitjana d'1,8 ". Gl 667 C orbita més lluny, entre 56 i 215 ua, arribant a una separació angular de 30".
Gliese 667 A[modifica]
És la component més brillant, és una nana taronja de tipus espectral K3V la lluminositat correspon al 12% de la lluminositat solar. Té una massa de 0,75 masses solars i un radi equivalent al 76% del radi solar. La seva metal·licitat, basada en la seva abundància relativa de ferro, és clarament inferior a la del Sol, al voltant del 37% d'aquesta.[8] Es pensa que pot ser una estrella variable.
Gliese 667 B[modifica]
És també una nana taronja encara més tènue que la component A. De tipus espectral K5V, la seva lluminositat correspon al 5% de la del Sol L'òrbita de Gliese 667 A i B és notablement excèntrica (ε = 0,58), amb una separació mitjana de les dues de 12,6 ua, sent el període orbital de 42,15 anys.[9]
Gliese 667 C (LHS 443)[modifica]
És una nana vermella de tipus M1.5-2.5V amb una lluminositat que correspon al 0,3% de la lluminositat solar, té un diàmetre equivalent al 38% del solar i una massa aproximada de 0,42 masses solars.[10] La seva separació respecte al parell AB ha variat des de 8-30,5 segons sexagesimals entre 1889 i 1948, el que equival a una separació real entre 56 i 213 ua.[9] GJ 2130 A, a 3,5 anys llum, és l'estrella coneguda més propera al sistema Gliese 667.[9]
Sistema planetari[modifica]
S'han descobert dos planetes extrasolars orbitant al voltant de Gliese 667 C, els planetes anomenats Gliese 667 Cb (GJ 667 Cb) i Gliese 667 Cc (GJ 667 Cc), amb masses d'almenys 6,0 vegades i 3,9 la de la Terra respectivament, i per tant, són classificats com Súper Terres.
GJ 667 Cb[modifica]
Va ser descobert per l'espectògraf d'alta precisió de Xile conegut com a HARPS, el 19 d'octubre de 2009. Es mou a una distància mitjana de 0,05 ua respecte a l'estrella i el seu període orbital és d'aproximadament 7 dies.[11]
GJ 667 Cc[modifica]
El seu descobriment va ser anunciat el 2001, i no va ser fins al febrer de 2012 quan els investigadors dirigits per l'Institut Carnegie i la Universitat de Göttingen per a la Ciència el van marcar com un dels millors candidats de posseir aigua líquida i, per tant, de poder albergar vida.[12] El seu període orbital és d'aproximadament un mes a una distància de 0,28 ua.
| Nom | Massa | Semieix major | Període orbital | Excentricitat orbital | Descoberta | |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Gliese 667 Cb | 0,018 MJ | 0,05 ua | 7 dies | 0,18 ± 0,04 | 2009 | |
| Gliese 667 Cc | 0,012 MJ | 0,28 ua | 28,1 dies | <0,27 | 2001 | |
Vegeu també[modifica]
Referències[modifica]
 |
A Wikimedia Commons hi ha contingut multimèdia relatiu a: Gliese 667 |
- ↑ «Search for associations containing young stars (SACY). I. Sample and searching method» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 3, desembre 2006, pàg. 695-708. DOI: 10.1051/0004-6361:20065602.
- ↑ «Photometric and astrometric observations of close visual binaries». Astronomy and Astrophysics, 1982, pàg. 221–235.
- ↑ 3,0 3,1 «The FEROS-Lick/SDSS observational data base of spectral indices of FGK stars for stellar population studies» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1, 04-06-2014, pàg. 220–228. DOI: 10.1093/MNRAS/STU873.
- ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 Floor van Leeuwen «Validation of the new Hipparcos reduction» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 2007, pàg. 653–664. DOI: 10.1051/0004-6361:20078357.
- ↑ Andrei Avrelʹevich Tokovinin «Radial velocities of southern visual multiple stars» (en anglès). Astronomical Journal, 1, 03-12-2014, pàg. 8. DOI: 10.1088/0004-6256/149/1/8.
- ↑ Michel Mayor «Spectroscopic metallicities for planet-host stars: Extending the samples» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2005, pàg. 1127–1133. DOI: 10.1051/0004-6361:20052895.
- ↑ NSV 8482 - Variable Star (SIMBAD)
- ↑ «26A ... 437.1127S & db_key = AST & nosetcookie = 1 Spectroscopic metallicities for planet-host stars: Extending the samples». Astronomy and Astrophysics, 437, 3, 2005. pp. 1127-1133.[Enllaç no actiu]
- ↑ 9,0 9,1 9,2 MLO 4 (Solstation)
- ↑ LHS 443 (SIMBAD)
- ↑ php? st = GJ +667 C GJ 667 C (The extrasolar Planets Encyclopaedia)[Enllaç no actiu]
- ↑ El periódico.cat. «Descoberta una Súper Terra amb més possibilitats de tenir aigua i vida», 03-02-2012.
