HD 128311
| Constelación | Bootes |
| Ascensión recta α | 14h 36min 00,56s |
| Declinación δ | +09º 44’ 47,4’’ |
| Distancia | 53,8 ± 0,9 años luz |
| Magnitud visual | +7,45 |
| Magnitud absoluta | +6,37 |
| Luminosidad | 0,29 soles |
| Temperatura | 4965 K |
| Masa | 0,83 soles |
| Radio | 0,78 soles |
| Tipo espectral | K3V |
| Velocidad radial | -9,6 km/s |
| Otros nombres | HIP 71395 / GJ 3860 SAO 120554 / G 135-72 |
HD 128311[1] es una estrella de magnitud aparente +7,45 situada a 2º al noroeste 31 Bootis, en la constelación de Bootes. Se encuentra a 53,8 años luz de distancia del sistema solar. Desde 2005 se conoce la existencia de dos planetas extrasolares en órbita alrededor de esta estrella.[2]
HD 128311 es una enana naranja —una estrella semejante a la componente principal de Gliese 570— actualmente clasificada como de tipo espectral K3V.[1] Con una temperatura efectiva de 4965 K,[3] su luminosidad corresponde al 29% de la luminosidad solar.[4] Tiene un radio menor que el del Sol —un 78% del mismo—[5] y una masa de 0,83 masas solares.[6] Rota con una velocidad de al menos 3,2 km/s[7] y emplea 14 días en completar un giro sobre sí misma. Muestra actividad cromosférica, siendo una estrella joven cuya edad estimada es de 410 millones de años.[8] No se ha detectado exceso en el infrarrojo a 24 μm pero sí a 70 μm,[9] indicio de la presencia de un disco circunestelar de escombros.
HD 128311 posee un contenido relativo de hierro comparable al solar ([Fe/H] = +0,03). Diversos elementos evaluados muestran la misma tendencia,[7] aunque neodimio y praseodimio son notablemente más abundantes; este último metal lantánido es cuatro veces más abundante que en nuestra estrella ([Pr/H] = +0,62).[10]
HD 128311 es una variable BY Draconis cuyo brillo varía 0,04 magnitudes a lo largo de un período de 11,54 días. Por ello, recibe la denominación, como estrella variable, de HN Bootis.[11]
Sistema planetario
[editar]Los dos planetas en órbita alrededor de HD 128311, denominados HD 128311 b y HD 128311 c, están separados de ella 1,10 y 1,76 UA respectivamente. El primero tiene una masa mínima 2,18 veces mayor que la masa de Júpiter y completa una órbita cada 448,6 días. El planeta más externo, con una masa mínima 3,21 veces mayor que la de Júpiter, emplea 919 días en completar una órbita alrededor de la estrella.[2][12]
| Acompañante (En orden desde la estrella) |
Masa (MJ) |
Período orbital (días) |
Semieje mayor (UA) |
Excentricidad |
|---|---|---|---|---|
| HD 128311 b | > 2,18 ± 0,022 | 448,6 ± 6,8 | 1,099 ± 0,04 | 0,25 ± 0,1 |
| HD 128311 c | > 3,21 ± 0,3 | 919 | 1,76 ± 0,13 | 0,17 ± 0,09 |
Véase también
[editar]Referencias
[editar]- ↑ a b V* HN Boo -- Variable of BY Dra type (SIMBAD)
- ↑ a b Vogt, Steven S.; Butler, R. Paul; Marcy, Geoffrey W.; Fischer, Debra A.; Henry, Gregory W.; Laughlin, Greg; Wright, Jason T.; Johnson, John A. (2005). «Five New Multicomponent Planetary Systems». The Astrophysical Journal 632 (1). pp. 638-658.
- ↑ Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Mishenina, T. V.; Kovtyukh, V. V. (2008). «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants». Astronomy and Astrophysics 480 (1). pp. 91-101 (Tabla consultada en CDS).
- ↑ Valenti, Jeff A.; Fischer, Debra A. (2005). «Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs». The Astrophysical Journal Supplement Series 159 (1). pp. 141-166.
- ↑ van Belle, Gerard T.; von Braun, Kaspar (2009). «Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars». The Astrophysical Journal 694 (2). pp. 1085-1098.
- ↑ Takeda, Genya; Ford, Eric B.; Sills, Alison; Rasio, Frederic A.; Fischer, Debra A.; Valenti, Jeff A. (2007). «Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. II. Physical Properties of ~1000 Cool Stars from the SPOCS Catalog». The Astrophysical Journal Supplement Series 168 (2). pp. 297-318.
- ↑ a b Mishenina, T. V.; Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Korotin, S. A.; Belik, S. I.; Usenko, I. A.; Kovtyukh, V. V. (2008). «Spectroscopic investigation of stars on the lower main sequence». Astronomy and Astrophysics 489 (2). pp. 923-930.
- ↑ Koriski, Shuki; Zucker, Shay (2007). «On the Ages of Planetary Systems with Mean-motion Resonances». The Astrophysical Journal Letters 741 (1). L23.
- ↑ Kóspál, Ágnes; Ardila, David R.; Moór, Attila; Ábrahám, Péter (2009). «On the Relationship Between Debris Disks and Planets». The Astrophysical Journal Letters 700 (2). pp. L73-L77.
- ↑ Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike (2006). «Dwarfs in the Local Region». The Astronomical Journal 131 (6). pp. 3069-3092.
- ↑ HN Bootis (General Catalogue of Variable Stars)
- ↑ HD 128311 (The Extrasolar Planets Encyclopaedia)
