Groombridge 34

Groombridge 34 es un sistema estelar binario que consta de dos estrellas enanas rojas en una órbita casi circular, con una separación de unas 147 unidades astronómicas. Ambas estrellas de este par exhiben variabilidad, debido a erupciones aleatorias, y se les ha dado la designación de estrellas fulgurantes. (El miembro más brillante Groombridge 34 A se designa como GX And, y el otro miembro es designado como GQ And). (Wikipedia)

Groombridge 34 se encuentra a unos 11,6 años luz (ly) de nuestro Sol, en la parte central del norte de (Aab=00:18:22.89+44:01:22.63, B=00:18:25.7+44:01:44:C~, ICRS 2000.0) en la constelación de Andrómeda, la Soltera Encadenada - al noroeste de la galaxia de Andrómeda (M 31) y dos de sus galaxias satélite (M32 y M110) -. Este sistema de estrellas binarias fue mencionado por Stephen Groombridge (1755-1834), cuyo "Catálogo de Estrellas Circumpolares", fue publicado póstumamente en 1838, pero su gran movimiento propio no fue descubierto y medido hasta 1860. Ambos miembros visuales del sistema son estrellas fulgurantes a las que se le han dado las designaciones de estrellas variables GX y GQ Andromedae. (Solstation)

Fuentes:

• http://www.solstation.com/stars/groomb34.htm
• http://en.wikipedia.org/wiki/Gl_15_Star_System
• Lippincott, S. L., "Parallax and orbital motion of the 2 nearby long-period visual binaries Groombridge 34 and ADS 9090", 1972, Astronomical Journal, 77, 165.

Luyten 726-8 AB (UV Ceti)

"Luyten 726-8 AB, es el sexto sistema más cercano al Sol. El sistema se encuentra a tan sólo 8,7 años luz de distancia, en la parte suroeste (01:39:01-17:57.0:C~, ICRS 2000.0) de la Constelación Cetus, la ballena - noreste de Deneb Kaitos o Diphda (Beta Ceti) -. Sin embargo, este sistema binario de estrellas enanas rojas es demasiado débil para ser visto a simple vista. Las estrellas fueron descubiertas en 1949 por Willem Jacob Luyten (1899-1994), quien encontró los movimientos propios de más de 520.000 estrellas a pesar de la pérdida de visión en un ojo desde el año 1925, mediante la construcción de un escáner de placa fotográfica automatizado y una máquina de medición. Aunque se ha encontrado que ambas estrellas son fulgurantes, el miembro más débil del sistema es considerado como un ejemplo extremo; se le ha dado la designación de estrella variable UV Ceti, pero también se le conoce como "Estrella Fulgurante de Luyten" (Solstation)

Crédito: Arnold O. Benz, Institute of Astronomy, ETH Zurich

UV Ceti (L 726-8 B), la fulgurante UV Ceti se resolvió como al menos dos componentes espaciales cambiantes, que se separaron hasta cuatro o cinco radios estelares, en esta imagen de radio VLBA/VLA a una longitud de onda de 3,6 cm. Los componentes cambiaron de aspecto durante más de unas seis horas de observación, pero permanecieron alineados a lo largo del eje de la órbita binaria, como se muestra por la flecha.

UV Ceti (L 726-8 B) como la más tenue del par, es una enana roja de la secuencia principal (M6.0 Ve), que puede tener sólo un 10 por ciento de la masa del Sol (estimación de Geyer et al, 1988 y RECONS), un 14 por ciento de su diámetro (Johnson y Wright, 1983, página 649), y menos de 4/100.000 de su luminosidad. Sin embargo, UV Ceti es un ejemplo extremo de una estrella fulgurante que puede aumentar su brillo por cinco veces en menos de un minuto, luego descender algo más lentamente de regreso a su luminosidad normal dentro de dos o tres minutos, antes de otro destello repentino otra vez después de varias horas. En 1952, se observó resplandeciendo UV Ceti hasta 75 veces su brillo normal en sólo 20 segundos. (Solstation)

Fuentes:

• http://www.solstation.com/stars/luy726-8.htm

Tau Ceti

La estrella Tau Ceti se encuentra a tan sólo unos 11,9 años luz (ly) de distancia. Se encuentra en la parte sur central (01:44:04.08-15:56:14.93, ICRS 2000.0) de la Constelación Cetus, la Ballena - suroeste de Baten Kaitos (Zeta Ceti) y noreste de Deneb Kaitos o Diphida (Beta Ceti) -. Aunque más pequeña y fría que nuestro Sol, Tau Ceti es algo así como una estrella hermana de la cercana Epsilon Eridani. En el cielo nocturno de la Tierra, es claramente visible a simple vista. En julio de 2004, los astrónomos anunciaron que habían fotografiado un disco relativamente grande y denso de polvo frío, alrededor de esta estrella (mayor estudio abajo - comunicado de prensa RAS -). Como Tau Ceti se ha convertido en una de las 100 primeras estrellas objetivos del Buscador de Planetas Terrestres de la NASA (TPF). Las imágenes de esta estrella y su posición con respecto a la Vía Láctea en el cielo nocturno de la Tierra están ahora disponibles en el equipo TPF-C. (Solstation)

Un relativamente denso y grande disco de polvo frío de material cometario y de asteroide ha sido detectado alrededor de Tau Ceti. Imagen SCUBA: Imagen del disco de las partículas de polvo alrededor de la estrella Tau Ceti, tomada con la cámara SCUBA de longitud de onda submilimétrica. Los falsos colores muestran el brillo del disco. Su diámetro es ligeramente mayor que el sistema solar. Crédito: Telescopio James Clerk Maxwell

Tau Ceti es una enana de color amarillo-naranja (G8 Vp) de la secuencia principal, que puede tener tanto como 10 mil millones de años. Tiene aproximadamente de 81 a 82 por ciento de la masa de Sol, alrededor del 77 por ciento de su diámetro (Pijpers et al, 2003), pero sólo el 59 por ciento de su luminosidad (Saumon et al, 1996, página 17). La estrella no parece estar tan enriquecida como Sol en elementos mas pesados que el hidrógeno ("metales"), ya que tiene sólo del 22 al 74 por ciento de la abundancia de hierro en el Sol (Cayrel de Strobel et al, 1991, página 6). El polvo detectado alrededor de Tau Ceti, es como el encontrado en el Sistema Solar (Kuchner et al, 1998 - en pdf -). También puede haber una estrella compañera óptica vista en telescopios que no está realmente ligada por gravedad a Tau Ceti, y la estrella no parece tener un compañero tenue estelar o subestelar basado en mediciones astrométricas (Lippincott y Worth, 1980) o variaciones de velocidad radial (Campbell et al, 1988). (Solstation)

Tau Ceti, a sólo 12 años luz de distancia, es la estrella más cercana similar al Sol y es fácilmente visible sin telescopio. Es la primera estrella que se encontró que tenía un disco de polvo y cometas alrededor, similar en tamaño y forma al disco de cometas y asteroides que orbita alrededor del sol. Pero la similitud termina ahí explica Jane Greaves, de la Royal Astronomical Society Norman Lockyer Fellow y científico principal: "Tau Ceti tiene más de diez veces el número de cometas y asteroides que hay en nuestro Sistema Solar. Todavía no sabemos si hay algún planeta orbitando Tau Ceti, pero si es así, es probable que experimente un constante bombardeo de asteroides de la clase que se cree que acabó con los dinosaurios. Es probable que con tantos grandes impactos, la vida no tendría oportunidad de evolucionar. "(Joint Astronomy Centre, 2004)

Fuentes

• http://www.solstation.com/stars/tau-ceti.htm
• http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/2004-tauceti/

Epsilon Eridani

Esta estrella se encuentra a solo unos 10,5 años luz (ly) de distancia, en la parte noreste (03:32:55.84-09:27:29.74, ICRS 2000.0) de la Constelación Eridanus, el Río - oeste de Rana (Delta Eridani) y al noroeste de Zaurak -. Un poco más pequeña y fría que nuestro Sol, Epsilon Eridani tambien es menos luminosa. En el cielo nocturno de la Tierra, sin embargo, es claramente visible a simple vista como la tercera estrella más cercana visible sin telescopio. El 7 de agosto de 2000, los astrónomos anunciaron el descubrimiento (una posible confirmación de detecciones anteriores) de un planeta similar a Júpiter alrededor de esta estrella similar al Sol (Comunicado de prensa - detalles abajo -). El 9 de octubre de 2006, un equipo de astrónomos (liderado por G. Fritz Benedict y Barbara E. McArthur) que trabajaban con el Telescopio Espacial Hubble, anunció "prueba definitiva" de la existencia de un planeta del tipo de Júpiter alrededor de Epsilon Eridani utilizando mediciones astrométicas ( Comunicado de prensa de la NASA - más adelante -). (Solstation)

Esta estrella de la secuencia principal, enana de color rojo anaranjado (K2 V) es una estrella relativamente joven que puede tener sólo alrededor de 660 hasta 800 millones años de edad, dentro del rango de entre 500 millones y mil millones de años (Benedict et al, 2006, y et Saffe al, 2005). Puede tener entre el 83 (+/- 0,05) y el 85 por ciento de la masa de Sol (Benedict et al, 2006; y RECONS), el 84 por ciento de su diámetro (Johnson y Wright, 1983, página 653), pero sólo el 27,8 por ciento de su luminosidad (Saumon et al, 1996, página 17). La Agencia Espacial Europea ha utilizado los datos de distribución de flujo espectral ultravioleta para determinar la temperatura estelar efectiva y gravedad superficial, incluyendo las de Epsilon Eridani. (Solstation)

La temperatura medida eficaz de Epsilon Eridani fue de 5500K.

El 9 de octubre de 2006, un equipo de astrónomos (liderado por G. Fritz Benedict y Barbara E. McArthur) que trabajaban con el telescopio espacial Hubble anunció "una evidencia definitiva" de la existencia de un planeta tipo Júpiter alrededor de Epsilon Eridani, utilizando mediciones astrométicas combinadas con las realizadas en el Pittsburgh Observatory de la Universidad de Allegheny (NASA, comunicado de prensa). Mediante la astrometría junto con las mediciones de velocidad radial para determinar la inclinación de la órbita del planeta, los astrónomos fueron capaces de estimar la "masa real" del planeta b como de unas 1,55 +/- 0,24 veces la masa de Júpiter. Situado a una distancia media (semi-eje mayor) de 3,39 +/- 0,36 UA de Epsilon Eridani, el planeta tarda aproximadamente 6,9 (6,85 +/- 0,03) años en completar su órbita altamente excéntrica (e = 0,702 +/- 0,039). Acercándose tanto como a unos 2,4 y alejándose hasta unos 5,8 UA de su estrella madre, la órbita del planeta está también inclinada sobre 30,1 +/- 3,8 grados de la línea de visión de la Tierra (Benedict et al, 2006). Aunque la órbita del planeta se aleja tanto de Epsilon Eridani que los océanos sobre cualquier luna se congelaría, la vida podría potencialmente sobrevivir, si fuera lo bastante masiva para retener una densa atmósfera que atrapara el calor como en la luna de Saturno, Titán, según el astrónomo G. Fritz Benedict. Los astrónomos esperan fotografiar el planeta en 2007, cuando su órbita esté lo más cerca a Epsilon Eridani y pueda reflejar suficiente luz estelar para una imagen. (Solstation)

El planeta "b" se mueve alrededor de Epsilon Eridani en el interior de su disco de polvo aproximadamente en el mismo plano orbital (más). Crédito:Greg Bacon, Benedict et al, STScI, ESA, NASA.

Fuentes

• http://www.solstation.com/stars/eps-erid.htm
• http://ines.laeff.esa.es/Ines_PCentre/Demos/Fluxdist/eeridani.html
• http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/32/