Luyten 726-8

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Luyten 726-8 A/B
Cetus constellation map.svg
Classificazione A/B:nana rossa
Classe spettrale A:M5,5 V / B:M6 V
Tipo di variabile B:a brillamento
Distanza dal Sole 8,73 ± 0,06 anni luce
Costellazione Balena
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta 01h 39m 01,3s
Declinazione -17° 57' 01"
Dati fisici
Diametro medio A/B: 200.000 km
Raggio medio A/B: 0,14 R
Massa
A/B: 2 x 1029kg
A/B: 0,10 M
Temperatura
superficiale
A/B: 2700 K (media)
Luminosità
(A:0,6 x 10-4 /
B:0,4 x 10-4) L
Indice di colore (B-V) A:1,87 /B:?
Dati osservativi
Magnitudine app. A:+12,54 / B:+12,99
Magnitudine ass. A:+14,92 / B:+15,37
Parallasse 373,70 ± 2,70 mas
Moto proprio AR: 3321 mas/anno
Dec: 562 mas/anno
Velocità radiale +29,0 km/s
Nomenclature alternative
BL/UV Ceti, Gliese 65, LHS 9/10, LTT 892/893, LFT 144/145, G 272-61.

Luyten 726-8 è il sesto sistema stellare più vicino al Sole. Si trova a circa 8,73 anni luce, nella parte sud della costellazione della Balena, a est della stella τ Ceti.

Questo sistema è troppo debole per poter essere individuato ad occhio nudo. La stella fu scoperta nel 1949 dall'astronomo Willem Jacob Luyten che misurò il moto proprio di più di 520.000 stelle mediante un sistema a scansione fotografica automatica. Il sistema possiede un moto proprio piuttosto elevato pari a 3,35 mas all'anno.

Si tratta di un sistema binario le cui componenti sono entrambe nane rosse di massa e dimensioni pressoché identiche, mentre si differenziano per luminosità. La componente secondaria è generalmente meno luminosa ma è soggetta a brillamenti che possono farle aumentare notevolmente la luminosità.

Le due stelle orbitano[1] attorno ad un centro di massa intermedio tra le due con orbite fortemente ellittiche (e=0,62) e con asse maggiore di 11 UA (oltre 1600 milioni di km) con un periodo di 26,5 anni. La distanza relativa tra le due stelle oscilla tra un minimo di 2,1 UA (314 milioni di km) e 8,8 UA (1300 milioni di km).

Luyten 726-8 A e la sua compagna Luyten 726-8 B possiedono una massa combinata pari al 20% di quella solare e meno di 11/100.000 della sua luminosità.

Luyten 726-8 A (BL Ceti)[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi BL Ceti.

La prima componente è una nana rossa di tipo spettrale M5.6 Ve ha circa il 10% della massa del Sole, il 14% del suo diametro e meno di 6/100.000 della sua luminosità. Luyten 726-8 A ha una magnitudine apparente di +12.52 e una magnitudine assoluta di +15.46. Nomenclature alternative per questa stella sono: BL Cet, Gliese 65 A, G272-61 A, LHS 9, NS 0139-1757 A e LDS 868.

Luyten 726-8 B (UV Ceti)[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi UV Ceti.

La seconda componente è una nana rossa di tipo spettrale M6.0 V ha circa il 10% della massa del Sole, il 14% del suo diametro e meno di 4/100.000 della sua luminosità. Luyten 726-8 B ha una magnitudine apparente di +13.02 e una magnitudine assoluta di +15.96. Nomenclature alternative per questa stella sono: UV Cet, Gliese 65 B, G272-61 B, LHS 10, NS 0139-1757 B, LDS 868 e Stella variabile di Luyten.

UV Ceti è un esempio estremo di stella variabile in grado di aumentare la luminosità di cinque volte in meno di un minuto, per poi tornare in due o tre minuti alla luminosità normale, oppure variare improvvisamente di nuovo dopo diverse ore. Nel 1952, UV Ceti venne osservata variare 75 volte la sua normale luminosità in solo 20 secondi. Costituisce il prototipo delle stelle variabili a brillamento che vengono anche definite variabili di tipo UV Ceti.

Ricerca di pianeti nel sistema[modifica | modifica sorgente]

Attorno a Luyten 726-8 A sono stati individuati, seppur non confermati, due oggetti candidati al rango di pianeti, rispettivamente di 1,1 e 0,4 masse gioviane. Una più recente ricerca effettuata con il telescopio spaziale Hubble, tuttavia, non ha trovato evidenze per oggetti del tipo gioviano, o di stelle nane scure (Schroeder, 2000). In ogni caso, la distanza al quale un pianeta di tipo terrestre potrebbe vivere con acqua liquida dovrebbe trovarsi a meno di 0,0075 UA, (1,12 milioni di km), con un "anno", periodo di rotazione del pianeta attorno alla stella, di non più di 17 ore. A una tale distanza, a causa del veloce moto di rivoluzione, la rotazione del pianeta verrebbe bloccata dalle intense forze di marea, così da avere un lato in un giorno perenne e l'altro in una notte perenne.

Tenendo inoltre in considerazione che le nane rosse variabili emettono onde radio, tra cui raggi X, di un'intensità fino a 10.000 volte superiore alle emissioni solari, letali per qualsiasi forma di vita su un ipotetico pianeta di tipo terrestre posto in orbita attorno alla stella variabile, e che la luce emessa da una nana rossa potrebbe essere troppo rossa per consentire una fotosintesi, risulta molto improbabile che possa essersi sviluppata la vita su un pianeta di tipo terrestre vicino ad una nana rossa variabile come quelle di questo sistema.

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ The astronomic journal - giugno 1988 - Vol.95 N.6 - Parallax, orbit, and mass of the visual binary L726-8 - David W. Geyer ed altri - Copia on-line dell'articolo: http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1988aj.....95.1841g&data_type=pdf_high&type=printer

Collegamenti esterni[modifica | modifica sorgente]

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