Ross 248

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Ross 248
Datos de observación
(Época J2000)
Constelación Andrómeda
Ascensión recta (α) 23h 41m 54,7s
Declinación (δ) +44° 10' 30"
Mag. aparente (V) +12,29
Características físicas
Clasificación estelar Enana roja
Tipo M6.0V
Masa solar 0,136 M
Diámetro (0,17)
Índice de color 1,91 (B-V)
Magnitud absoluta +14,79
Luminosidad 0,00011 L
Temperatura superficial 3058 ± 65 K
Metalicidad [M/H] = +0,14
Variabilidad Variable BY Draconis
Periodo de oscilación 4,2 años
Astrometría
Mov. propio en α 0,085 mas/año
Mov. propio en δ -1,615 mas/año
Velocidad radial -75,2 km/s
Distancia 10,30 ± 0,04 años luz (3,16 pc)
Paralaje 316,7 ± 0,7 mas
Otras designaciones
HH Andromedae / GCTP 5736.00 / GJ 905 / G 171-010 / LHS 549
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Distancia de las estrellas más cercanas desde hace 20.000 años hasta 80.000 años en el futuro.

Ross 248 (Gliese 905 / HH Andromedae) es una estrella en la constelación de Andrómeda. Fue descubierta por Frank Elmore Ross en 1925. De magnitud aparente +12,29, no es observable a simple vista, y se localiza al sur de λ Andromedae, cerca de κ Andromedae e ι Andromedae.

Distancia[editar]

Ross 248 es una de las estrellas más próximas al Sistema Solar —la novena actualmente—, a 10,30 años luz de distancia. Sin embargo, dentro de 37.100 años se situará a tan sólo 3,03 años luz de la Tierra, cuando será la estrella más próxima al Sol.[1]

La sonda espacial Voyager 2 pasará a 1,76 años luz de Ross 248 dentro unos 40.200 años.[2]

Características[editar]

Ross 248 es una enana roja de tipo espectral M6.0V con una temperatura efectiva de 3058 K.[3] Con sólo el 13,6% de la masa del Sol y el 17 por ciento de su diámetro, su luminosidad equivale a una diezmilésima de la luminosidad solar.[4] Exhibe una metalicidad —abundancia relativa de elementos más pesados que el helio— superior a la solar en un 38% ([M/H] = +0,14)[3] pero, a diferencia del Sol, es considerada una estrella del disco grueso.[3]

Ross 248 es una estrella variable del tipo BY Draconis, por lo que recibe el nombre, en cuanto a variable, de HH Andromedae. La variación de su brillo es de 0,13 magnitudes.[5] Fue la primera estrella en donde las pequeñas variaciones de brillo fueron atribuidas a manchas en su fotosfera (1950).[6] Se han notificado posibles períodos de 4,2 y 120 años —así como otros cinco períodos entre 60 y 91 días— que pueden estar causados por la presencia de una acompañante estelar aún no detectada.[4]

Véase también[editar]

Referencias[editar]

  1. Bobylev, V. V. (2010). «Searching for stars closely encountering with the solar system». Astronomy Letters 36 (3). pp. 220-226. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2010AstL...36..220B&db_key=AST&nosetcookie=1. 
  2. Littmann, Mark (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. p. 167. ISBN 0-486-43602-0. 
  3. a b c Rojas-Ayala, Bárbara; Covey, Kevin R.; Muirhead, Philip S.; Lloyd, James P. (2012). «Metallicity and Temperature Indicators in M Dwarf K-band Spectra: Testing New and Updated Calibrations with Observations of 133 Solar Neighborhood M Dwarfs». The Astrophysical Journal 748 (2). id. 93. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?2012ApJ...748...93R&db_key=AST. 
  4. a b Ross 248 (Solstation)
  5. HH Andromedae (General Catalogue of Variable Stars)
  6. Lippincott, S. L. (1978). «Astrometric search for unseen stellar and sub-stellar companions to nearby stars and the possibility of their detection». Space Science Reviews 22:  pp. 153–189. doi:10.1007/BF00212072. Bibcode1978SSRv...22..153L.