Distàncies de les estrelles més properes des de fa 20.000 fins a 80.000 anys en el futur. L'enfocament de Ross 128 està representat per la línia de color salmó clar.
Aquesta estrella de massa baixa té una tipus espectral d'M4 V,[11] que la situa entre la categoria d'estrelles conegudes com a nanes roges. Té un 15%[12] de la massa del Sol i un 21%[13] del radi del Sol, però genera energia tan lentament que només té un 0,036% de la lluminositat visible del Sol,[14] però la major part de l'energia la radiació de l'estrella és a la banda infraroja, amb la lluminositat bolomètrica igual al 0,35% de la solar. Aquesta energia s'està radiant des de l'atmosfera externa de l'estrella a una temperatura efectiva de 3.180 K. Això li dona el brillant resplendor de color taronja enrogit d'una estrella de tipus M.[11]
Ross 128 és una estrella de disc antiga, el que significa que té una baixa abundància d'elements diferents de l'hidrogen i l'heli, el que els astrònoms designen la metal·lització de l'estrella i orbita a prop del pla de la Via Làctica.[15] L'estrella no té un fort excés de radiació infraroja. Un excés d'infrarojos sol ser un indicador d'un anell de pols en òrbita al voltant de l'estrella.[16][17]
L'any 1972, es va detectar una erupció de Ross 128. Es va observar que augmentava la brillantor en aproximadament la meitat de la magnitud de la banda ultraviolada U, tornant a la brillantor normal en menys d'una hora. A longituds d'ona òptica, els canvis de lluminositat eren gairebé indetectables.[18] Es va classificar com una estrella fulgurant i es va donar la designació d'estrella variable FI Virginis.[19] A causa de la baixa taxa d'activitat de la flamarada, es pensa que és una estrella evolucionada magnèticament. És a dir, hi ha alguna evidència que la frenada magnètica del vent estel·lar de l'estrella ha disminuït la freqüència de flamarades, però no el rendiment net.[20]
Es van detectar variacions de brillantor que es deuen a la rotació de l'estrella i s'han detectat cicles magnètics similars al cicle solar. Aquestes variacions causen canvis de només unes mil·lèsimes de magnitud. El període de rotació es troba en 165.1 dies i la longitud del cicle magnètic és de 4.1 anys.[19]
Ross 128 està orbitant per la galàxia amb una excentricitat de 0.122, fent que la distància del centre galàctic oscil·lés entre 26.8-34.2 kly (8,2-10,5 kpc).[21] Aquesta òrbita aproparà l'estrella al Sistema Solar en el futur. L'enfocament més proper es produirà en aproximadament 71.000 anys, quan arribarà a 6.333 ± 0.085 i (1.911 ± 0.026 pc).[22]
Ross 128 b és un exoplaneta de mida terrestre confirmat, probablement rocós, que orbita dins de la zona habitable interior de la nana roja Ross 128. És el segon exoplaneta potencialment habitable més proper, a una distància d'uns 11 anys llum;[24] només Pròxima b està més a prop.[25] L'exoplaneta es va trobar utilitzant dades de velocitat radial d'una dècada amb l'espectrògrafHARPS (Cercador de Planetes per Velocitat Radial d'Alta Precisió) a l'observatori La Silla. Ross 128 b és l'exoplaneta potencialment habitable més proper a una nana vermella i es considera un dels millors candidats per a l'habitabilitat. El planeta és només un 35% més massiu que la Terra, només rep un 38% més de llum solar i s'espera que sigui d'una temperatura adequada perquè l'aigua líquida existeixi a la superfície, si té una atmosfera. El planeta no transita per la seva estrella amfitriona, el que farà que la caracterització de l'atmosfera sigui molt difícil fins que no arribin telescopis més grans com l'European Extremely Large Telescope o el telescopi espacial James Webb.[23]
↑ 11,011,1Gautier, Thomas N., III; Rieke, G. H.; Stansberry, John; Bryden, Geoffrey C. «Far Infrared Properties of M Dwarfs». Bulletin of the American Astronomical Society, 36, 2004, p. 1431.
↑Rodonò, Marcello. The M-Type Stars. Washington: NASA, p. 409–453. «The Atmospheres of M Dwarfs: Observations»
↑White, Stephen M.; Jackson, Peter D.; Kundu, Mukul R. «A VLA survey of nearby flare stars». Astrophysical Journal Supplement Series, 71, 12-1989, p. 895–904. DOI: 10.1086/191401.
↑Zombeck, Martin V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics. Third. Cambridge, UK: Cambridge University Press, 2007, p. 109. ISBN 0-521-78242-2.
↑Sánchez, F. New windows to the universe. 2. Cambridge University Press, 1990, p. 313. ISBN 0-521-38429-X.
↑Jura, M.; Chen, C. H.; Furlan, E.; Green, J. «Mid-Infrared Spectra of Dust Debris around Main-Sequence Stars». The Astrophysical Journal Supplement Series, 154, 1, 9-2004, p. 453–457. DOI: 10.1086/422975.
↑Gautier, Thomas N., III; Rieke, G. H.; Stansberry, John; Bryden, Geoffrey C. «Far-Infrared Properties of M Dwarfs». The Astrophysical Journal, 667, 1, 9-2007, p. 527–536. DOI: 10.1086/520667.
↑; Hoxie, D. T «The Observation of a Stellar Flare in the dM5 Star Ross 128». Information Bulletin on Variable Stars, 707, 1972, pàg. 1. Bibcode: 1972IBVS..707....1L.
↑ 19,019,1; Damasso, M; Scholz, A; Matt, S. P «A path towards understanding the rotation-activity relation of M dwarfs with K2 mission, X-ray and UV data». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 463, 2, 2016, pàg. 1844. arXiv: 1607.03049. Bibcode: 2016MNRAS.463.1844S. DOI: 10.1093/mnras/stw1936.
↑Skumanich, Andrew «Some evidence on the evolution of the flare mechanism in dwarf stars». Astrophysical Journal, Part 1, 309, 15-10-1986, p. 858–863. DOI: 10.1086/164654.
↑Allen, C.; Herrera, M. A. «The galactic orbits of nearby UV Ceti stars». Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica, 34, 1998, p. 37–46.
↑García-Sánchez, J.; Weissman, P. R.; Preston, R. A.; Jones, D. L. «Stellar encounters with the solar system». Astronomy and Astrophysics, 379, 2, 2001, p. 634–659. DOI: 10.1051/0004-6361:20011330.
↑ 23,023,1Bonfils, Xavier «A temperate exo-Earth around a quiet M dwarf at 3.4 parsecs». Astronomy and Astrophysics, 2017. DOI: 10.1051/0004-6361/201731973.
