Groombridge 34

Groombridge 34 A/B
Groombridge 34
ClassificazioneA/B:nana rossa
Classe spettraleA: M2V / B: M3,5-V
Distanza dal Sole11,62 al
CostellazioneAndromeda
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta00h 18m 23s
Declinazione+44° 01′ 22,6″
Dati fisici
Raggio medioA: 0,385 R⊙[1]
B: 0,18[2] R⊙
Massa
A: 0,393 M⊙[1]
B: 0,15[2] M⊙
Temperatura
superficiale
  • A: 3601 K
    B: 3304 ± 70 K[2] (media)
Luminosità
A: 0,00249
B: 8,5×10−4 L⊙
Indice di colore (B-V)A: 1,56 / B: 1,81
Dati osservativi
Magnitudine app.A: +8,08 / B: +11,06
Magnitudine ass.
  • A:+10,93 / B: +13,37
Parallasse280,7068 mas
Moto proprioAR: 2882 mas/anno
Dec: 415 mas/anno
Velocità radiale+11 km/s)
Nomenclature alternative
GX/GQ Andromedae, Gliese 15, LHS 3/4, LTT 10108/10109, LFT 31/32, G 171-47/171-48, HD 1326, SAO 36248, HIP 1475, ADS 246, BD+43 44.

Groombridge 34 è una stella binaria ed è il sedicesimo sistema stellare più vicino al Sole. Si trova a meno di 12 anni luce, nella parte settentrionale della costellazione di Andromeda, a nord-est della galassia M31.

Il sistema

Il sistema è stato per la prima volta individuato e catalogato da Stephen Groombridge nel Catalogo delle stelle circumpolari, pubblicato postumo nel 1838. Il valore del moto proprio, 2,89 secondi d'arco, fu determinato nel 1860.

Le componenti, entrambe nane rosse sono variabili di tipo UV Ceti, differenti per massa, dimensioni e luminosità.

Orbitano attorno al loro baricentro comune in un'orbita piuttosto eccentrica (e=0,73) con una separazione di circa 93 UA e un periodo di circa 1.065 anni.[3][2]

Una ricerca eseguita con il Telescopio Spaziale Hubble non ha evidenziato la presenza di pianeti gioviani orbitanti attorno alle stelle del sistema[4] rendendo definitivamente improbabile l'ipotesi di pianeti di grande massa avanzata nel 1947[5] sulla base delle variazioni della velocità radiale già messa in dubbio da altri studi[6],[7],[8].

Le componenti

Curve di luce nell'ultravioletto di Groombridge 34 A, con i brillamenti contrassegnati da frecce rosse.

Groombridge 34 A è una nana rossa di tipo spettrale M1,5-Vne. Possiede il 38% della massa, il 34% del diametro e lo 0,64% della luminosità del sole. Ha una magnitudine apparente di +8,08 e una magnitudine assoluta di +10,39.

Groombridge 34 B è una nana rossa di tipo spettrale M3,5-Vne. Possiede l'8% della massa, il 19% del diametro e lo 0,042% della luminosità del Sole. Ha una magnitudine apparente di +11,06 e una magnitudine assoluta di +13,37.

Sistema planetario

Nell'agosto 2014 è stato individuato un pianeta in orbita attorno a Groombridge 34 A.[9] La sua esistenza è stata ricavata dall'analisi delle velocità radiali della stella madre dall'Eta-Earth Survey utilizzando lo strumento HIRES all'osservatorio Keck. Al momento della sua scoperta, era il sesto esopianeta più vicino conosciuto.

Utilizzando lo spettrografo CARMENES combinato con le misurazioni degli spettrografi HARPS e HIRES, i ricercatori non sono riusciti a rilevare il presunto pianeta Groombridge 34 Ab. Tuttavia, hanno proposto che un altro pianeta (Groombridge 34 Ac, GJ 15 Ac) potrebbe orbitare attorno alla stella madre.[10]

Questa discrepanza è stata successivamente riconciliata con nuove osservazioni con HIRES, che coprono un arco di tempo più lungo, in cui entrambi i pianeti sono stati ritrovati, limitando la loro massa minima a 3,03 masse terrestri per Groombridge 34 Ab e 36 M⊕ per Groombridge Ac. I loro periodi orbitali sono rispettivamente 11,4 e circa 7.600 giorni. Al tempo della scoperta, questo è il quarto sistema multiplanetario confermato più vicino al Sole, e ospita l'esopianeta di massa nettuniana con il periodo più lungo scoperto.[2]

Prospetto del sistema
PianetaTipoMassaPeriodo orb.Sem. maggioreEccentricitàScoperta
AbSuper Terra≥3,03+0,46
−0,44		11,4407 giorni0,072 UA0,0942014
AcGigante gassoso≥36+25
−18		~7,600 giorni5,4+1,0
−0,9 UA		0,27+0,28
−0,19		2018

Note

  1. 1 2 J. Sebastian Pineda et al., The M-dwarf Ultraviolet Spectroscopic Sample. I. Determining Stellar Parameters for Field Stars, in The Astrophysical Journal,, vol. 918, n. 1, 2021, DOI:10.3847/1538-4357/ac0aea.
  2. 1 2 3 4 5 M. Pinamonti et al., The HADES RV Programme with HARPS-N at TNG. VIII. GJ15A: A multiple wide planetary system sculpted by binary interaction, in Astronomy and Astrophysics, vol. 617, A104, 2018, DOI:10.1051/0004-6361/201732535, arXiv:1804.03476.
  3. ↑ Igor Izmailov et al., New Orbital Parameters of 850 Wide Visual Binary Stars and Their Statistical Properties, in Research in Astronomy and Astrophysics, vol. 25, n. 1, gennaio 2025, pp. 015016, DOI:10.1088/1674-4527/ad9da3.
  4. ↑ (EN) Daniel Schroeder, A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2, in The Astronomical rivista, vol. 119, n. 2, pp. 906-922.
  5. ↑ (EN) Alfred H. Joy, Radial velocities and spectral types of 181 dwarf stars, in Astrophysical rivista, vol. 105, p. 96.
  6. ↑ (EN) B.R. Pettersen e R.F. Griffin, Non-emission-line flare stars, in The Observatory, vol. 100, 1980, pp. 198-202.
  7. ↑ (EN) G.W. Marcy e K.J. Benitz, A search for substellar companions to low-mass stars, in Astrophysical rivista, Part 1, vol. 344, 1º settembre 1989, pp. 441-453, ISSN 0004-637X.
  8. ↑ (EN) T.J. Henry e D.W. McCarthy Jr., A systematic search for brown dwarfs orbiting nearby stars, in Astrophysical rivista, Part 1, vol. 350, 10 febbraio 1990, pp. 334-347, ISSN 0004-637X.
  9. ↑ (EN) Andrew W. Howard et al., THE NASA-UC-UH ETA-EARTH PROGRAM. IV. A LOW-MASS PLANET ORBITING AN M DWARF 3.6 PC FROM EARTH* (abstract), in The Astrophysical Journal, vol. 794, n. 1, 23 settembre 2014, DOI:10.1088/0004-637X/794/1/51.
  10. ↑ Trifon Trifonov et al., The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. First visual-channel radial-velocity measurements and orbital parameter updatas of seven M-dwarf planetary systems, in Astronomy and Astrophysics, vol. 609, A117, 2018, DOI:10.1051/0004-6361/201731442, arXiv:1710.01595.

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