51 Pegasi

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51 Pegasi
Pegasus 51 location.png
El círculo rojo muestra la ubicación de 51 Pegasi en Pegasus.
Datos de observación
(Época J2000.0)
Constelación Pegasus
Ascensión recta (α) 22h 57m 28.0s
Declinación (δ) +20° 46′ 08″
Mag. aparente (V) 5.49
Características físicas
Clasificación estelar G2.5IVa o G4-5Va[1]
Masa solar 1.06 M
Radio (1.15–1.4 R)
Índice de color 0.67 (B-V)
0.22 (U-B)
Magnitud absoluta 4.51
Gravedad superficial 3.89–4.21 (log g)
Luminosidad 1.30 L
Temperatura superficial 5,665 K
Metalicidad 160%
Periodo de rotación 37 días
Variabilidad Sospechosa
Edad 7.5–8.5 × 109
Astrometría
Mov. propio en α 208.07 mas/año
Mov. propio en δ 60.96 mas/año
Velocidad radial –33.7 km/s
Distancia 50.1 años luz (15.4 pc)
Paralaje 65.10 ± 0.76 mas
Otras designaciones
GJ 882, HR 8729, BD +19°5036, HD 217014, LTT 16750, GCTP 5568.00, SAO 90896, HIP 113357.

51 Pegasi es una estrella de tipo solar en la constelación de Pegaso a 47.9 años luz del Sistema Solar. Esta estrella posee el primer planeta extrasolar descubierto, 51 Pegasi b.

El anuncio del descubrimiento del exoplaneta se hizo el 6 de octubre de 1995 por Michel Mayor y Didier Queloz en Nature.[2] El método utilizado para el descubrimiento fue el método de las velocidades radiales. Emplearon el espectrógrafo ELODIE en el Observatorio de Haute-Provence.

Propiedades[editar]

51 Pegasi.

La estrella 51 Pegasi tiene una magnitud aparente de 5.49 por lo que desde la Tierra es fácilmente visible con binoculares y a simple vista solo en condiciones muy óptimas. Su número en el catálogo Hipparcos es el 113357, y en el Catálogo Henry Draper es el 217014. Se trata de una estrella de tipo espectral que aparece como bien de G2.5IVa[1] o G4-5VA, parecida al Sol, con una edad algo mayor estimada en 7500 millones de años y un 4-6% más masiva. También su metalicidad es mayor que la del Sol.

En 1996 los astrónomos Baliunas, Sokoloff, y Soon dieron noticia de las mediciones sobre una muestra de estrellas de las líneas espectrales del Calcio II H y K de las que dedujeron un periodo de rotación de 37 días para la estrella 51 Pegasi.[3]

Sistema planetario[editar]

Recreación artística de 51 Pegasi y 51 Pegasi b realizada por la NASA.

51 Pegasi b, abreviado 51 Peg b, fue denominado informalmente como Belerofonte. Tras su descubrimiento se confirmó su existencia a través de múltiples observaciones que han permitido conocer muchas de sus características. El método de detección fue el de las velocidades radiales que permite medir el producto de la masa del planeta por el seno del ángulo de inclinación orbital: m·sin (i) = 0.468 +/- 0.007 (medida en masas jovianas). Este método nos permite dar una cota inferior o masa mínima que debería tener el planeta. Las variaciones de velocidad radial tienen un amplitud de 59 m/s y muestran un periodo orbital de 4.239 ± 0.001 días. Se ha especulado mucho sobre la posible existencia de un compañero planetario de menor masa en órbitas más alejadas al punto de que 51 Pegasi está clasificado como uno de los sistemas candidatos a albergar un planeta terrestre en la llamada franja de habitabilidad, que en este sistema, con una estrella tan parecida al Sol, se encuentra también entre 1 y 2 UA.

Acompañante
(En orden desde la estrella)
Masa
(MJ)
Periodo orbital
(días)
Semieje mayor
(AU)
Excentricidad
b >0.468 ± 0.007 4.23077 ± 0.00005 0.052 0

Véase también[editar]

Referencias[editar]

  1. a b Montes, D.; López-Santiago, J.; Gálvez, M. C.; Fernández-Figueroa, M. J.; De Castro, E.; Cornide, M. (November 2001). «Late-type members of young stellar kinematic groups - I. Single stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 328 (1):  pp. 45-63. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x. Bibcode2001MNRAS.328...45M. 
  2. Mayor, Michel; Queloz, Didier (1995). «A Jupiter-mass companion to a solar-type star». Nature 378:  pp. 355 – 359. http://www.nature.com/nature/journal/v378/n6555/abs/378355a0.html. 
  3. Sallie Baliunas, Dmitry Sokoloff, and Willie Soon (1996 February 1). «Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: An Empirical Time-Dependent Magnetic Bode's Relation?». The Astrophysical Journal 457 (Number 2, Part 2):  pp. L99–L102. http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJL/v457n2/5296/5296.html. .

Enlaces externos[editar]