HD 121504
| HD 121504 | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 13h 57m 17,24s[1] |
| Declinação | -56° 02′ 24,16″[1] |
| Magnitude aparente | 7,54[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | G2V[1] |
| Cor (B-V) | 0,593[2] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 19,617 ± 0,001 km/s[2] |
| Mov. próprio (AR) | -249,17 mas/a[3] |
| Mov. próprio (DEC) | -84,79 mas/a[3] |
| Paralaxe | 23,9754 ± 0,0394 mas[3] |
| Distância | 136,04 ± 0,22 anos-luz 41,71 ± 0,07 pc |
| Magnitude absoluta | 4,44 |
| Detalhes | |
| Massa | 1,16 ± 0,02[4] M☉ |
| Raio | 1,15 ± 0,03[4] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,38 ± 0,03 cgs[4] |
| Luminosidade | 1,62 ± 0,04[4] L☉ |
| Temperatura | 6089 ± 47[4] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = 0,16[2] |
| Rotação | v sin i = 2,6 km/s[2] Período = 8,6 dias[2] |
| Idade | 1,9 ± 1,0 bilhões[4] de anos |
| Outras denominações | |
| CD-55 5427, HD 121504, HIP 68162, LTT 5432, SAO 241321.[1] | |
  | |
HD 121504 é uma estrela na constelação de Centaurus. Tem uma magnitude aparente visual de 7,54,[2] sendo invisível a olho nu. De acordo com dados de paralaxe, do segundo lançamento do catálogo Gaia, está localizada a uma distância de 136 anos-luz (41,7 parsecs) da Terra.[3]
Características
[editar | editar código-fonte]HD 121504 é uma estrela de classe G da sequência principal classificada com um tipo espectral de G2V, mas suas características são mais consistentes com uma estrela G0.5V.[5] É parecida com o Sol mas maior e mais massiva, com uma massa estimada de 116% da massa solar e um raio de 115% do raio solar. Sua fotosfera está brilhando com uma luminosidade 62% maior que a solar a uma temperatura efetiva de 6 090 K.[4] Com uma idade estimada de 1,9 bilhões de anos,[4] esta estrela tem um nível moderado de atividade cromosférica e um período de rotação estimado de 8,6 dias. Sua metalicidade é alta, com um abundância de ferro 45% superior à solar.[2]
HD 121504 tem uma companheira visual, uma estrela de tipo espectral A2 e magnitude aparente de 9,2 observada a uma separação angular de 34,2 segundos de arco. As duas estrelas têm movimento próprio diferente, portanto não formam um sistema binário físico.[2] Com uma paralaxe de 4,8044 ± 0,4370 mas, essa estrela está bem mais longe a uma distância de aproximadamente 680 anos-luz (210 parsecs).[3]
Sistema planetário
[editar | editar código-fonte]Em 2000, foi anunciada a descoberta de um planeta extrassolar massivo orbitando HD 121504. Ele foi detectado por espectroscopia Doppler a partir de observações com o espectrógrafo CORALIE, que mediu as variações na velocidade radial da estrela conforme ela orbita o centro de massa do sistema. O planeta é um gigante gasoso com uma massa mínima de 1,2 vezes a massa de Júpiter. Sua órbita é quase circular e tem um período de 63,3 dias e um semieixo maior de 0,33 UA. A solução orbital de velocidade radial apresenta altos resíduos, o que provavelmente se deve ao alto nível de atividade da estrela. Além disso, uma possível tendência linear de 3 m/s por ano foi detectada, mas não foi considerada significativa.[2]
Observações com o Telescópio Espacial Spitzer não detectaram excesso de radiação infravermelha de HD 121504, o que indicaria a presença de um disco circunstelar de poeira quente ao redor da estrela.[6]
| Planeta | Massa |
Semieixo maior (UA) |
Período orbital (dias) |
Excentricidade |
|---|---|---|---|---|
| b | >1,22 MJ |
0,33 |
63,33 ± 0,03 |
0,03 ± 0,01 |
Referências
- ↑ a b c d «HD 121504 -- High proper-motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 20 de janeiro de 2018
- ↑ a b c d e f g h i j k Mayor, M.; et al. (fevereiro de 2004). «The CORALIE survey for southern extra-solar planets. XII. Orbital solutions for 16 extra-solar planets discovered with CORALIE». Astronomy and Astrophysics. 415: 391-402. Bibcode:2004A&A...415..391M. doi:10.1051/0004-6361:20034250
- ↑ a b c d e 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 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
- ↑ Hinkel, Natalie R.; et al. (setembro de 2016). «A Comparison of Stellar Elemental Abundance Techniques and Measurements». The Astrophysical Journal Supplement Series. 226 (1): artigo 4, 66. Bibcode:2016ApJS..226....4H. doi:10.3847/0067-0049/226/1/4
- ↑ Moro-Martín, Amaya; et al. (abril de 2007). «Are Debris Disks and Massive Planets Correlated?». The Astrophysical Journal. 658 (2): 1312-1321. Bibcode:2007ApJ...658.1312M. doi:10.1086/511746
