Groombridge 34

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Groombridge 34 A/B
Scoperta 1838
Classificazione A/B:nana rossa
Classe spettrale A:M1,5-Vne / B:M3,5-Vne
Distanza dal Sole 11,62 a.l.
Costellazione Andromeda
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta A: 00h 18m 23s
B: 00h 18m 26s
Declinazione A: +44° 01′ 22″
B: +44° 01′ 38″
Dati fisici
Raggio medio (A:0,34 / B:0,19) R
Massa
(A:0,38 / B:0,08) M
Luminosità
(A:64 / B:4,2) × 10−4  L
Indice di colore (B-V) A:1,56 / B:1,81
Dati osservativi
Magnitudine app. A:+8,08 / B:+11,06
Magnitudine ass. A:+10,93 / B:+13,37
Parallasse 282,0 ± 2,2 mas
Moto proprio A/B:AR: 2882 mas/anno
Dec: 415 mas/anno
Velocità radiale (A:+12 / B:+11) km/s
Nomenclature alternative
GX/GQ Andromedae, Gliese 15, LHS 3/4, LTT 10108/10109, LFT 31/32, G 171-47/171-48, HD 1326, SAO 36248, HIP 1475, ADS 246, BD+43 44.

Groombridge 34 è una stella binaria ed è il sedicesimo sistema stellare più vicino al Sole. Si trova a meno di 12 anni luce, nella parte settentrionale della costellazione di Andromeda, a nord-est della galassia M31.

Il sistema[modifica | modifica wikitesto]

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La posizione del sistema Groombridge 34 nella costellazione di Andromeda.

Il sistema è stato per la prima volta individuato e catalogato da Stephen Groombridge nel Catalogo delle stelle circumpolari, pubblicato postumo nel 1838. Il valore del moto proprio, 2,89 secondi d'arco, fu determinato nel 1860.

Le componenti, entrambe nane rosse sono variabili di tipo UV Ceti, differenti per massa, dimensioni e luminosità.

Gli elementi orbitali del sistema non sono stati ancora determinati con precisione. Le due stelle orbitano[1] attorno ad un centro di massa comune con orbite circolari (e=0) e con raggio di 25,5 e 121,3 UA (rispettivamente per la componente A e B) con un periodo di 2600 anni ed una distanza relativa di 134 UA. Queste valori, definiti nel 1971, aggiornano quelli[2] calcolati nel 1958.

Una ricerca eseguita con il Telescopio Spaziale Hubble non ha evidenziato la presenza di pianeti gioviani orbitanti attorno alle stelle del sistema[3] rendendo definitivamente improbabile l'ipotesi di pianeti di grande massa avanzata nel 1947[4] sulla base delle variazioni della velocità radiale già messa in dubbio da altri studi[5],[6],[7].

Le componenti[modifica | modifica wikitesto]

Groombridge 34 A è una nana rossa di tipo spettrale M1,5-Vne. Possiede il 38% della massa, il 34% del diametro e lo 0,64% della luminosità del sole. Ha una magnitudine apparente di +8,08 e una magnitudine assoluta di +10,39.

Groombridge 34 B è una nana rossa di tipo spettrale M3,5-Vne. Possiede l'8% della massa, il 19% del diametro e lo 0,042% della luminosità del Sole. Ha una magnitudine apparente di +11,06 e una magnitudine assoluta di +13,37.

Sistema planetario[modifica | modifica wikitesto]

Nell'agosto 2014 è stato individuato un pianeta in orbita attorno a Groombridge 34 A.[8] La sua esistenza è stata ricavata dall'analisi delle velocità radiali della stella madre dall'Eta-Earth Survey utilizzando lo strumento HIRES all'osservatorio Keck. Si suppone che il pianeta abbia una massa minima di 5,35 ± 0,75 masse terrestri ed alla sua scoperta era il sesto esopianeta noto più vicino alla terra.

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ Sarah Lee Lippincott – Parallax and orbital motion of the two nearby long period visual binaries Groombridge 34 and ADS 9090 – Astron. J., Vol. 77, p. 165 - 168 – Copia on-line dell'articolo: http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1972AJ.....77..165L
  2. ^ Josef Hopmann. Eccentricità: 0,25; periodo: 3000 anni; distanza minima: 118 UA; distanza massima: 196 UA.
  3. ^ Schroeder, Daniel – A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2 – The Astronomical Journal, Volume 119, Issue 2, pp. 906-922. - versione on-line
  4. ^ Alfred H. Joy – Radial velocities and spectral types of 181 dwarf stars – Astrophysical Journal, volume 105, pagina 96 – versione on-line
  5. ^ Pettersen, B. R.; Griffin, R. F. – Non-emission-line flare stars – The Observatory, vol. 100, p. 198-202 (1980) - versione on-line
  6. ^ Marcy, G. W. & Benitz, K. J. – A search for substellar companions to low-mass stars – Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 344, Sept. 1, 1989, p. 441-453 – versione on-line
  7. ^ Henry, T. J. & McCarthy, D. W., Jr. - A systematic search for brown dwarfs orbiting nearby stars – Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 350, Feb. 10, 1990, p. 334-347 – versione on-line
  8. ^ (EN) Andrew W. Howard et al., THE NASA-UC-UH ETA-EARTH PROGRAM. IV. A LOW-MASS PLANET ORBITING AN M DWARF 3.6 PC FROM EARTH*, in The Astrophysical Journal, vol. 794, nº 1, 23 settembre 2014, Bibcode:... 794 ... 51H 2014ApJ ... 794 ... 51H, DOI:10.1088 / 0004-637X / 794/1/51.

Collegamenti esterni[modifica | modifica wikitesto]

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