HD 4308

HD 4308
Dados observacionais (J2000)
ConstelaçãoTucana
Asc. reta00h 44m 39,27s
Declinação-65° 38′ 58,28″
Magnitude aparente6,552
Características
Tipo espectralG6V Fe-0.9
Cor (U-B)0,117
Cor (B-V)0,641
Astrometria
Velocidade radial95,251 km/s
Mov. próprio (AR)157,50 mas/a
Mov. próprio (DEC)-742,60 mas/a
Paralaxe45,3930 ± 0,0220 mas
Distância71,852 ± 0,035 anos-luz
22,0298 ± 0,0107 pc
Magnitude absoluta4,83 ± 0,02
Detalhes
Massa0,96 ± 0,03 M☉
Raio1,05 ± 0,03 R☉
Gravidade superficiallog g =
4,37 ± 0,02 cgs
Luminosidade1,02 ± 0,03 L☉
Temperatura5674 ± 51 K
Metalicidade[Fe/H] = −0,31 ± 0,01
Rotaçãov sin i = 1,2 km/s
Período de 24 dias
Idade~10 bilhões
de Ga
Outras denominações
CD-66 38, GJ 31.5, HIP 3497, SAO 248244.
Localização
HD 4308

HD 4308 é uma estrela na constelação de Tucana. Tem uma magnitude aparente visual de 6,55, estando no limite de visiblidade a olho nu em condições ideais de visualização. É uma estrela relativamente próxima; com base em dados de paralaxe, do segundo lançamento do catálogo Gaia, está localizada a uma distância de 72 anos-luz (22 parsecs) da Terra.

Propriedades

HD 4308 é uma estrela de classe G da sequência principal semelhante ao Sol com um tipo espectral de G6V. Tem uma massa estimada em 96% da massa solar, raio de 105% do raio solar e está brilhando com 102% da luminosidade solar. Sua fotosfera possui uma temperatura efetiva de 5 674 K, dando à estrela a coloração amarela típica de estrelas de classe G. HD 4308 apresenta um baixo índice de atividade cromosférica e uma baixa velocidade de rotação projetada (v sin i) de 1,2 km/s.

A principal característica de HD 4308 que a distingue do Sol é sua metalicidade, que é muito mais baixa; a estrela possui apenas metade da concentração de ferro solar. A baixa metalicidade junto com uma alta velocidade espacial, representada por (U, V, W) = (−52, −110, −29) km/s, indicam que HD 4308 provavelmente pertence ao disco espesso da Via Láctea, formado por estrelas mais velhas e pobres em metais com grande dispersão de velocidade. De fato, estima-se que HD 4308 tenha uma idade elevada de aproximadamente 10 bilhões de anos.

Sistema planetário

Em 2006, foi publicada a descoberta de um planeta extrassolar orbitando HD 4308, detectado por espectroscopia Doppler a partir de observações pelo espectrógrafo HARPS. Foram feitas 41 medições de alta precisão da velocidade radial da estrela entre setembro de 2003 e julho de 2005, com uma baixa incerteza média de cerca de 1 m/s, revelando uma periodicidade de 15,6 dias com uma semiamplitude de 4 m/s. Posteriormente, observações adicionais pelo Telescópio Anglo-Australiano permitiram refinar a solução orbital do planeta.

O planeta, HD 4308 b, tem uma baixa massa mínima de 13 vezes a massa da Terra, comparável à massa de Urano. Na época de sua descoberta, era uma dos planetas menos massivos conhecidos. Sua órbita em torno de HD 4308 tem um semieixo maior de 0,12 UA e uma excentricidade moderada de 0,27.

Uma pesquisa com o Observatório Espacial Herschel não detectou emissão infravermelha de HD 4308, que indicaria a presença de um disco de poeira ao redor da estrela. Essas observações impõem um limite máximo de 5,8×10−6 na fração da luminosidade total da estrela na faixa infravermelha.

O sistema HD 4308
Planeta Massa
 Semieixo maior
(UA)
 Período orbital
(dias)
 Excentricidade
b >13,0 ± 1,4 M⊕
 0,118 ± 0,009
 15,609 ± 0,007
 0,27 ± 0,12

Ver também

Referências

  1. 1 2 3 4 5 «HD 4308 -- High proper-motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 28 de outubro de 2017
  2. 1 2 3 4 Koen, C.; Kilkenny, D.; van Wyk, F.; Marang, F. (abril de 2010). «UBV(RI)C JHK observations of Hipparcos-selected nearby stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 403 (4): 1949-1968. Bibcode:2010MNRAS.403.1949K. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16182.x
  3. 1 2 Gray, R. O.; et al. (julho de 2006). «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample». The Astronomical Journal. 132 (1): 161-170. Bibcode:2006AJ....132..161G. doi:10.1086/504637
  4. 1 2 3 4 Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier
  5. 1 2 3 4 5 6 7 Bonfanti, A.; Ortolani, S.; Nascimbeni, V. (janeiro de 2016). «Age consistency between exoplanet hosts and field stars». Astronomy & Astrophysics. 585: A5, 14. Bibcode:2016A&A...585A...5B. doi:10.1051/0004-6361/201527297
  6. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Udry, S.; et al. (fevereiro de 2006). «The HARPS search for southern extra-solar planets. V. A 14 Earth-masses planet orbiting HD 4308». Astronomy and Astrophysics. 447 (1): 361-367. Bibcode:2006A&A...447..361U. doi:10.1051/0004-6361:20054084
  7. 1 2 Ge, Z. S.; et al. (dezembro de 2016). «Ages of 70 Dwarfs of Three Populations in the Solar Neighborhood: Considering O and C Abundances in Stellar Models». The Astrophysical Journal. 833 (2): artigo 161, 13. Bibcode:2016ApJ...833..161G. doi:10.3847/1538-4357/833/2/161
  8. 1 2 3 4 5 6 O'Toole, S. J.; et al. (agosto de 2009). «The Frequency of Low-Mass Exoplanets». The Astrophysical Journal. 701 (2): 1732-1741. Bibcode:2009ApJ...701.1732O. doi:10.1088/0004-637X/701/2/1732
  9. ↑ «The Colour of Stars», Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, Australia Telescope, Outreach and Education, 21 de dezembro de 2004, consultado em 28 de outubro de 2017
  10. ↑ Marshall, J. P.; et al. (maio de 2014). «Correlations between the stellar, planetary, and debris components of exoplanet systems observed by Herschel». Astronomy & Astrophysics. 565: A15, 14. Bibcode:2014A&A...565A..15M. doi:10.1051/0004-6361/201323058

Ligações externas