 Estrella de Teegarden |
|---|
![]() |
| Tipus | nana roja, estrella amb alt moviment propi i estrella de poca massa  |
|---|
| Tipus espectral (estel) | M7.5[1] |
|---|
| Data de descobriment | setembre 2003[2] |
|---|
| Epònim | Bonnard J. Teegarden (en)  |
|---|
| Cossos fills | |
|---|
| Constel·lació | Àries |
|---|
| Època | J2000.0 |
|---|
|
| Distància de la Terra | 3,8312 pc [3] |
|---|
| Radi | 0,107 R☉[4] |
|---|
| Magnitud absoluta | 17,2[5] |
|---|
| Magnitud aparent (V) | 15,1 (banda V)[5] |
|---|
| Massa | 0,089 M☉[4] |
|---|
| Temperatura efectiva | 3.505 K[6] |
|---|
| Paral·laxi | 261,0147 mas[3] |
|---|
| Moviment propi (declinació) | −3.806,161 mas/a [3] |
|---|
| Moviment propi (ascensió recta) | 3.429,534 mas/a [3] |
|---|
| Velocitat radial | 68,375 km/s[7] |
|---|
| Ascensió recta (α) | 2h 53m 0.8913s[3] |
|---|
| Declinació (δ) | 16° 52' 52.6421''[3] |
|---|
| Metal·licitat | −0,31[8] |
|---|
| Lluminositat | 0,00073 lluminositats solars |
|---|
| Edat estimada | 8 mil milions d'anys[4] |
|---|
|
|
L'Estrella de Teegarden, també coneguda com a SO025300.5+165258, és una estrella de la constel·lació d'Àries descoberta el 2003 es caracteritza per tenir un moviment propi molt elevat (5,06±0,03 segons d'arc/any). Només es coneixen set estrelles amb un moviment propi tan elevat.
Sembla ser una nana vermella, una classe d'estrelles de baixa temperatura i baix esclat. Això podria explicar perquè no havia estat descoberta abans, per mor de tenir només una magnitud aparent de 15,4 (i una magnitud absoluta de 17,47). La paral·laxi va ser mesurada, en un principi, com a 0,43±0,13 segons d'arc.
La paral·laxi va ser mesurada, en un principi, com a 0,43±0,13 segons d'arc. Això posava aquest estel a 7,50 anys llum, la qual cosa feia de l'estrella de Teergarden la tercera estrella en distància des del Sol, posavant-la per tant entre l'estrella de Barnard i Wolf 359.
Es creu que hi podria haver altres nanes vermelles febles i fàcils de veure que es podrien trobar en els 20 anys-llum més pròxims, com mostren els informes sobre la població estel·lar, la seva quantitat és molt més baixa que allò que es podria esperar.
Referències
- ↑ Jonathan Gagné «BANYAN. VII. A new population of young substellar candidate members of nearby moving groups from the BASS survey». The Astrophysical Journal Supplement Series, 2, 21-08-2015, pàg. 33. DOI: 10.1088/0067-0049/219/2/33.
- ↑ Kevin Covey «Discovery of a New Nearby Star» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 21-04-2003, pàg. 51–53. DOI: 10.1086/375803.
- ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
- ↑ 4,0 4,1 4,2 Lev Tal-Or «The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs». Astronomy and Astrophysics, 7-2019, pàg. A49. DOI: 10.1051/0004-6361/201935460.
- ↑ 5,0 5,1 URL de la referència: http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....132.2360H.
- ↑ Suvrath Mahadevan «A near-infrared spectroscopic survey of 886 nearby M dwarfs» (en anglès). The Astrophysical Journal Supplement Series, 1, 21-09-2015, pàg. 16. DOI: 10.1088/0067-0049/220/1/16.
- ↑ M. Lampón «The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. High-resolution optical and near-infrared spectroscopy of 324 survey stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 4-2018, pàg. 49–49. DOI: 10.1051/0004-6361/201732054.
- ↑ Tabetha S. Boyajian «How to constrain your M dwarf: measuring effective temperature, bolometric luminosity, mass, and radius» (en anglès). Astrophysical Journal, 1, 04-05-2015, pàg. 64. DOI: 10.1088/0004-637X/804/1/64.
Enllaços externs
.svg){kind=small}
