HD 189567
HD 189567 (HR 7644 / HIP 98959 / GJ 776) és un estel a la constel·lació del Gall dindi de magnitud aparent +6,07.[9] S'hi troba a 58 anys llum de distància del Sistema Solar.
Característiques[modifica]
HD 189567 és una nana groga de tipus espectral G2V amb una temperatura superficial de 5726 K. En aquesta mateixa constel·lació, δ Pavonis i ι Pavonis són estrelles semblants; igual que aquestes, HD 189567 és un anàleg solar[10] de característiques físiques comparables a les del Sol.[11] De lluminositat pràcticament igual a la lluminositat solar —la seva magnitud absoluta també és +4,83—, és menys massiva que el Sol, amb una massa estimada de 0,88 masses solars. No obstant això, sembla ser un estrella notablement més antiga que el Sol, amb una edat estimada en el rang de 8000 - 8700 milions d'anys.[12]
Composició química[modifica]
El contingut metàl·lic d'HD 189567 difereix del solar. Així, la seva abundància relativa de ferro és només un 58% de la que té el Sol, tendència també observada en altres elements químics com a magnesi, crom i bari; en el cas de zirconi i neodimi, els valors observats són només lleugerament inferiors als solars.[11][13]
Quant a l'abundància relativa d'elements lleugers, HD 189567 presenta una abundància relativa de liti —element amb el rang de nivells més ampli entre estels semblants al Sol—, inferior al solar (logє[Li] < 0,82). La seva abundància de beril·li és similar a la del nostre estel.[14]
Sistema planetari[modifica]
La metal·licitat i cinemàtica d'HD 189567, així com el fet que no es conega cap planeta gegant orbitant-la a menys de 2 ua, han propiciat que figure entre els 25 objectius principals del «Catàleg de Sistemes Estel·lars Habitables» de l'Institut SETI.[10]
El 2011 es va descobrir la presència d'un planeta extrasolar de baixa massa, denominat HD 189567 b, en òrbita al voltant d'aquest estel. Té una massa mínima equivalent a 10 vegades la massa de la Terra, movent-se a una distància de 0,11 ua respecte a HD 189567. El seu període orbital és de només 14,3 dies.[15]
Referències[modifica]
- ↑ Olin J. Eggen «Space-velocity vectors for 3483 stars with proper motion and radial velocity». Royal Observatory Bulletin, 1962, pàg. 79.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
- ↑ 3,0 3,1 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
- ↑ Afirmat a: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 2002.
- ↑ 5,0 5,1 S. G. Sousa «Spectroscopic parameters for 451 stars in the HARPS GTO planet search program. Stellar [Fe/H] and the frequency of exo-Neptunes» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 04-06-2008, pàg. 373–381. DOI: 10.1051/0004-6361:200809698.
- ↑ «The correlation between photometric variability and radial velocity jitter. Based on TESS and HARPS observations». Astronomy and Astrophysics, juliol 2020, pàg. 20. DOI: 10.1051/0004-6361/202038035.
- ↑ Caroline Soubiran «Gaia Data Release 2. The catalogue of radial velocity standard stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, agost 2018, pàg. 7–7. DOI: 10.1051/0004-6361/201832795.
- ↑ «Spectroscopic Parameters and atmosphEric ChemIstriEs of Stars (SPECIES) I. Code description and dwarf stars catalogue» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, juliol 2018, pàg. 76–76. DOI: 10.1051/0004-6361/201731533.
- ↑ LHS 484 - High proper-motion Star (SIMBAD)
- ↑ 10,0 10,1 M.C. Turnbull, J.C. Tarter «Target Selection for SETI. II. Tycho-2 Dwarfs, Old Open Clusters, and the Nearest 100 Stars». The Astrophysical Journal Supplement Series, 149, 2, 2003, pàg. 423–436. DOI: 10.1086/379320.
- ↑ 11,0 11,1 Sousa, S. G.; Santos, N. C.; Mayor, M.; Udry, S.; Casagrande, L.; Israelian, G.; Pepe, F.; Queloz, D.; Monteiro, M. J. P. F. G. «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, 2008. pp. 373-381.
- ↑ Nordström, B.; Mayor, M.; Andersen, J.; Holmberg, J.; Pont, F.; Jørgensen, B. R.; Olsen, E. H.; Udry, S.; Mowlavi, N. «The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 F and G dwarfs». Astronomy and Astrophysics, 418, 2004. pp. 989-1019.
- ↑ Bond, J. C.; Lauretta, D. S.; Tinney, C. G.; Butler, R. P.; Marcy, G. W.; Jones, H. R. A.; Carter, B. D.; O'Toole, S. J.; Bailey, J. «Beyond the Iron Peak: r- and s-Process Elemental Abundances in Stars with Planets». The Astrophysical Journal, 682, 2, 2008. pp. 1234-1247.
- ↑ Gálvez-Ortiz, M. C.; Delgado-Mena, E.; González Hernández, J. I.; Israelian, G.; Santos, N. C.; Rebolo, R.; Ecuvillon, A. «Beryllium abundances in stars with planets. Extending the sample». Astronomy and Astrophysics, 530, 2011. A66.
- ↑ HD 189567 (The Extrasolar Planets Encyclopaedia)
