Gliese 521

Gliese 521 (Gliese 521)  är en stjärna i den norra stjärnbilden Canis Hounds . Stjärnan har en skenbar magnitud på +10,26 m .

Från mätningar av parallax som tagits under Hipparcos- uppdraget är stjärnan känd för att vara cirka 43,22 bort  . år ( 13,26  st ) från solen . Det antas att stjärnan har en följeslagare, men detta har ännu inte bekräftats.

Stjärnegenskaper

Den spektrala typen av Gliese 521 är M2V [2] , vilket betyder att stjärnan är mycket mindre (dess radie är 0,48  ) och svagare än solen , det indikerar också att stjärnan använder väte i sin kärna som kärnbränsle, då är är på huvudsekvensen . Stjärnans ljusstyrka är bara 1 % av solens ( 0,012  [2] ) och stjärnan strålar ut energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 3 747  K [4] , vilket ger den den rödaktiga nyansen av en stjärna av M-typ . För att vår jord ska ta emot ungefär samma mängd värme som från solen måste den placeras på ett avstånd av 0,11  AU. [2] , det vill säga nästan tre gånger närmare än Merkurius .

När stjärnan roterar med en ekvatorialhastighet på 0,85  km/s [5] (det vill säga med en hastighet nästan 2,3 gånger mindre än solen), tar det cirka 30 dagar att göra ett helt varv.

Stjärnor som bär steniga planeter tenderar också att ha en högre metallicitet än solen, medan Gliese 521 har en lägre metallicitet : dess järnhalt i förhållande till väte är 36 % av solens [4] .

Möjligt planetsystem

Enligt Marcy & Benitz ( 1989 ) [7] hittades en möjlig periodicitet på 510 dagar i Gliese 521-systemet , vilket antyder den möjliga närvaron av ett massivt planetariskt objekt med en minimimassa på 12 gånger Jupiters massa i en mycket långsträckt bana ( e = 0,6). Men hittills har planeten inte bekräftats.

Stjärnans omedelbara miljö

Följande stjärnsystem är inom 20 ljusår [8] från Gliese 521-systemet (endast den närmaste stjärnan, den ljusaste (<6,5 m ), och anmärkningsvärda stjärnor ingår). Deras spektraltyper visas mot bakgrunden av färgerna i dessa klasser (dessa färger är hämtade från namnen på spektraltyperna och motsvarar inte stjärnornas observerade färger):

Anteckningar

1. ↑ Avstånd beräknat från det givna parallaxvärdet
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Bonner Durchmusterung +46°1889  (engelska) . Internet Stellar Database . Arkiverad från originalet den 12 februari 2019.
3. ↑ 1 2 3 Gaia Data Release 2  (engelska) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
4. ↑ 1 2 3 4 GAIDOS E., MANN AW, LEPINE S., BUCCINO A., JAMES D., ANSDELL M., PETRUCCI R., MAUAS P. och HILTON EJ Trumpeting M dvärgar med CONCH-SHELL: en katalog över närliggande coola värdstjärnor för beboeliga exoplaneter och liv.  (engelska) ( september 2014 ). Arkiverad 26 oktober 2020.
5. ↑ 1 2 Houdebine, ER Observation och modellering av huvudsekvens stjärnkromosfärer - XIV. Rotation of dM1 stars  (engelska)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - 2010. - September ( vol. 407 , nr 3 ). - P. 1657-1673. . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16827.x . - .
6. ↑ BD+46 1889 -- Dubbel eller multipel stjärna , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=GJ+521 > . Hämtad 27 januari 2019. Arkiverad 12 februari 2019 på Wayback Machine   
7. ↑ 12 Marcy & Benitz ; Benitz, Karsten J. A search for substellar companions to low-mass stars  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1989. - Vol. 344 , nr. 1 . - s. 441-453 . - doi : 10.1086/167812 . - .
8. ↑ Stjärnor inom 20 ljusår från Bonner Durchmusterung +46°  1889 . Internet Stellar Database .