HD 102117
| HD 102117 | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 11h 44m 50,46s[1] |
| Declinação | -58° 42′ 13,36″[1] |
| Magnitude aparente | 7,45[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | G6V[1] |
| Cor (B-V) | 0,75[1] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 49,5834 ± 0,0003 km/s[2] |
| Mov. próprio (AR) | -63,56 mas/a[3] |
| Mov. próprio (DEC) | -70,44 mas/a[3] |
| Paralaxe | 25,2369 ± 0,0409 mas[3] |
| Distância | 129,24 ± 0,21 anos-luz 39,625 ± 0,064 pc |
| Magnitude absoluta | 4,34 ± 0,07 (visual) 4,13 ± 0,07 (bolométrica)[4] |
| Detalhes | |
| Massa | 1,07 ± 0,02[5] M☉ |
| Raio | 1,21 ± 0,04[5] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,30 ± 0,03 cgs[5] |
| Luminosidade | 1,40 ± 0,04[5] L☉ |
| Temperatura | 5727 ± 47[5] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = 0,30 ± 0,03[2] |
| Rotação | v sin i = 1,5 km/s[2] Período = 34 dias[2] |
| Idade | 6,1 ± 1,2 bilhões[5] de anos |
| Outras denominações | |
| CD-58 4207, HD 102117, HIP 57291, SAO 239348.[1] | |
  | |
HD 102117 é uma estrela na Constelação de Centaurus. Tem uma magnitude aparente visual de 7,45,[1] sendo fraca demais para ser vista a olho nu. De acordo com dados de paralaxe, do segundo lançamento do catálogo Gaia, está localizada a uma distância de 129 anos-luz (39,6 parsecs) da Terra.[3] Sua magnitude absoluta é igual a 4,35.[4]
HD 102117 é classificada com um tipo espectral de G6V,[1] o que significa que é uma estrela de classe G da sequência principal. Apesar de ser um pouco mais fria que o Sol com uma temperatura efetiva de 5 730 K, é maior e mais brilhante, com 107% da massa solar, 121% do raio solar e 140% da luminosidade solar,[5] o que pode indicar que é mais evoluída. Sua idade é estimada em 6,1 bilhões de anos.[5] A estrela tem uma metalicidade alta, com cerca de duas vezes a abundância de ferro do Sol, e um baixo nível de atividade cromosférica.[2]
Em 2005 foi descoberto um planeta extrassolar orbitando HD 102117, anunciado independentemente por dois grupos, do Anglo-Australian Planet Search e do HARPS. Ambos utilizaram espectroscopia Doppler para detectar as variações na velocidade radial da estrela conforme ela orbita o centro de massa do sistema.[4][2] Foram encontrados parâmetros orbitais muito parecidos, mas as medições do HARPS possuem uma precisão maior, com um desvio médio de apenas 0,9 m/s em relação à melhor solução.[2] O planeta tem uma massa mínima de 17% da massa de Júpiter e orbita próximo da estrela em uma órbita pouco excêntrica com um período curto de 20,81 dias e um semieixo maior de 0,15 UA.[6]
| Planeta | Massa |
Semieixo maior (UA) |
Período orbital (dias) |
Excentricidade |
|---|---|---|---|---|
| b | >0,172 ± 0,020 MJ |
0,1532 ± 0,0088 |
20,8133 ± 0,0064 |
0,121 ± 0,082 |
Ver também
[editar | editar código-fonte]Referências
- ↑ a b c d e f g h «HD 102117 -- Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 17 de janeiro de 2018
- ↑ a b c d e f g Lovis, C.; et al. (julho de 2005). «The HARPS search for southern extra-solar planets. III. Three Saturn-mass planets around HD 93083, HD 101930 and HD 102117». Astronomy and Astrophysics. 437 (3): 1121-1126. Bibcode:2005A&A...437.1121L. doi:10.1051/0004-6361:20052864
- ↑ a b c d 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:1804.09365
. doi:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier
- ↑ a b c Tinney, C. G.; et al. (abril de 2005). «Three Low-Mass Planets from the Anglo-Australian Planet Search». The Astrophysical Journal. 623 (2): 1171-1179. Bibcode:2005ApJ...623.1171T. doi:10.1086/428661
- ↑ a b c d e f g h 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
- ↑ a b Butler, R. P.; et al. (julho de 2006). «Catalog of Nearby Exoplanets». The Astrophysical Journal. 646 (1): 505-522. Bibcode:2006ApJ...646..505B. doi:10.1086/504701
