Ρος 128

Συντεταγμένες: Sky map 11h 47m 44.4s, +00° 48′ 16″

Ρος 128
ΑστερισμόςΠαρθένος
Συντεταγμένες
(εποχή J2000):		11h 47m 44.3964s[1]
Φαινόμενο μέγεθος11,13[2]
Φασματικός τύποςM4 V[3]
Απόσταση από τη Γη11,03 ± 0,02 έτη φωτός

Ο Ρος 128 (Ross 128) είναι ένας μικρής μάζας αστέρας ο οποίος εμφανίζεται στον ισημερινό ζωδιακό αστερισμό της Παρθένου. Το φαινόμενο μέγεθος του Ρος 128 είναι 11,13[2]ως εκ τούτου είναι πολύ αχνός για να παρατηρηθεί με γυμνό μάτι. Με βάση μετρήσεις  της παράλλαξής του, η απόσταση του αστέρα από τη Γη είναι 10,89 έτη φωτός, καθιστώντας τον τον δωδέκατο πιο κοντινό αστέρα στο Ηλιακό Σύστημα. Η πρώτη φορά που καταγράφηκε ήταν το 1926 από τον Αμερικανό αστρονόμο Φρανκ Έλμορ Ρος.[4]

Χαρακτηριστικά

Ο Ρος 128 κατηγοριοποιείται στην αστρική ταξινόμηση ως M4 V[3], γεγονός που τον τοποθετεί στην κατηγορία άστρων που είναι γνωστοί ως κόκκινοι νάνοι. Έχει 15% της μάζας του Ήλιου[5] και το 21% της ηλιακής ακτίνας[6], αλλά παράγει ενέργεια με τόσο αργούς ρυθμούς που έχει μόνο το 0,036% της φωτεινότητας του Ήλιου.[7] Ωστόσο, το μεγαλύτερο μέρος της ενέργειας που εκπέμπει ο Ρος 128 είναι στην υπέρυθρη ζώνη, με τη βολομετρική φωτεινότητα να είναι ίση με το 0,35% της ηλιακής[8]. Η ενέργεια που εκπέμπεται από την εξωτερική ατμόσφαιρα  του Ρος 128 έχει ενεργό θερμοκρασία στους 3.180 Κ [3]. Αυτό του δίνει την σχετικά ψυχρή πορτοκαλί-κόκκινη λάμψη του αστέρα τύπου M.

Ο Ρος 128 είναι αστέρας που βρίσκεται στον παχύ δίσκο του γαλαξία, ως εκ τούτου έχει μικρή αφθονία από στοιχεία εκτός από υδρογόνο και ήλιο, βάσει του οποίου οι αστρονόμοι ορίζουν τη μεταλλικότητα, και τις τροχιές αστέρων κοντά στο επίπεδο του γαλαξία μας[9]. Είναι ταξινομημένος ως  αστέρας εκλάμψεων, δεδομένου ότι μπορεί να παρουσιάσει απρόβλεπτες και δραματικές αυξήσεις στη φωτεινότητα του για μια περίοδο αρκετών λεπτών. [10]Λόγω της χαμηλής συχνότητας εκλάμψεων που παρουσιάζει, θεωρείται μαγνητικά εξελιγμένος αστέρας.

Πιθανότητα συνοδού αστέρα

Ο Ρος 128 είναι αντικείμενο έρευνας για την πιθανότητα ύπαρξης ενός συνοδού αστέρα χαμηλής μάζας ή καφέ νάνου σε τροχιά, σε απόσταση τουλάχιστον μίας αστρονομικής μονάδας . Ωστόσο συνοδοί αστέρες δεν έχουν ακόμη ανακαλυφθεί.[11][12] Το αστέρι επίσης δεν διαθέτει ισχυρή περίσσεια υπέρυθρης ακτινοβολίας. Μια υπέρυθρη υπέρβαση είναι συνήθως δείκτης ενός δακτυλίου σκόνης σε τροχιά γύρω από το αστέρι.[13][14]

Αποστάσεις από τα πλησιέστερο αστέρια από 20.000 χρόνια στο παρελθόν μέχρι και 80.000 χρόνια στο μέλλον. Η προσέγγιση του Ρος 128 καταδεικνύεται από την πορτοκαλί γραμμή.

Ο Ρος 128 είναι σε τροχιά μέσα στον γαλαξία με μια τροχιακή εκκεντρότητα της τάξεως του 0,122, έτσι ώστε η απόσταση από το Γαλαξιακό Κέντρο να κυμαίνεται μεταξύ 26,8 και 34,2 χιλιάδων ετών φωτός.[15] Αυτή η τροχιά θα φέρει το αστέρι κοντά στο Ηλιακό Σύστημα στο μέλλον. Η κοντινότερη προσέγγιση θα συμβεί σε περίπου 71.000 χρόνια, όταν θα είναι σε απόσταση 6,233 +/- 0,085 ετών φωτός .[16]

Πλανητικό σύστημα

Κύριο λήμμα: Ρος 128 b

Στις 15 Νοεμβρίου 2017 ανακοινώθηκε εξωπλανήτης που περιφέρεται γύρω από τον Ρος 128, μεγέθους Γης, πιθανά βραχώδης, σε τροχιά μέσα στο εσωτερικό της κατοικήσιμης ζώνης στον οποίο δόθηκε το όνομα Ρος 128 b.[17] Μόνο ο Εγγύτατος Κενταύρου b είναι πιο κοντά. Ο εξωπλανήτης βρέθηκε αξιοποιώντας δεδομένα ακτινικής ταχύτητας μίας δεκαετίας με τον φασματογράφο HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), στο Αστεροσκοπείο La Silla στη Χιλή. O Ρος 128 b θεωρείται ένας από τους καλύτερους υποψηφίους για κατοικησιμότητα. Ο πλανήτης είναι μόνο κατά 35% πιο μαζικός από Γη, λαμβάνει 38% περισσότερο φως από αυτή, ενώ αναμένεται ότι διαθέτει θερμοκρασία κατάλληλη για την ύπαρξη υγρού νερού στην επιφάνεια του, αν έχει ατμόσφαιρα.[18]

Παραπομπές

  1. ↑ Perryman, M. A. C.; Lindegren, L.; Kovalevsky, J.; Hoeg, E.; Bastian, U.; Bernacca, P. L.; Crézé, M.; Donati, F. και άλλοι. (1997), «The Hipparcos Catalogue», Astronomy & Astrophysics 323: L49–L52 
  2. ↑ 2,0 2,1 The One Hundred Nearest Star Systems, Research Consortium on Nearby Stars, 2009-01-01, http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm, ανακτήθηκε στις 2009-09-03 
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 Gautier, Thomas N., III; Rieke, G. H.; Stansberry, John; Bryden, Geoffrey C.; Stapelfeldt, Karl R.; Werner, Michael W.; Beichman, Charles A.; Chen, Christine και άλλοι. (2004), «Far Infrared Properties of M Dwarfs», Bulletin of the American Astronomical Society 36: 1431 
  4. ↑ Ross, Frank E. (1926), «New proper-motion stars, (second list)», Astronomical Journal 36 (856): 124–128, doi:10.1086/104699 
  5. ↑ Rodonò, Marcello, «The Atmospheres of M Dwarfs: Observations», The M-Type Stars, Washington: NASA, σελ. 409–453 
  6. ↑ White, Stephen M.; Jackson, Peter D.; Kundu, Mukul R. (December 1989), «A VLA survey of nearby flare stars», Astrophysical Journal Supplement Series 71: 895–904, doi:10.1086/191401 
  7. ↑ Zombeck, Martin V. (2007), Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (Third έκδοση), Cambridge, UK: Cambridge University Press, σελ. 109, ISBN 0-521-78242-2 
  8. ↑ HIP 57548, http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/Sieve/nph-sieve?mission=NStED&currentForm=Result&objectSearch&dump&stripped=&obj=HIP+57548&id=57548&aliases=/work/TMP_P6zv6s_29116/NStED/default/aliases_57548, ανακτήθηκε στις 2012-03-06 [νεκρός σύνδεσμος]
  9. ↑ Sánchez, F. (1990), Vazquez, M., επιμ., New windows to the universe, 2, Cambridge University Press, σελ. 313, ISBN 0-521-38429-X 
  10. ↑ Kunkel, W. E. (July 29 – August 4, 1974), Solar neighborhood flare stars - A review, «Variable stars and stellar evolution; Proceedings of the Symposium», In: Variable stars and stellar evolution; Proceedings of the Symposium (Moscow, USSR: D. Reidel Publishing Co) 67: 15–46 
  11. ↑ Hinz, Joannah L.; McCarthy, Donald W., Jr.; Simons, Doug A.; Henry, Todd J.; Kirkpatrick, J. Davy; McGuire, Patrick C. (April 2002), «A Near-Infrared, Wide-Field, Proper-Motion Search for Brown Dwarfs», The Astronomical Journal 123 (4): 2027–2032, doi:10.1086/339555 
  12. ↑ Schroeder, Daniel J.; Golimowski, David A.; Brukardt, Ryan A.; Burrows, Christopher J.; Caldwell, John J.; Fastie, William G.; Ford, Holland C.; Hesman, Brigette και άλλοι. (2000), «A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2», The Astronomical Journal 119 (2): 906–922, doi:10.1086/301227 
  13. ↑ Jura, M.; Chen, C. H.; Furlan, E.; Green, J.; Sargent, B.; Forrest, W. J.; Watson, D. M.; Barry, D. J. και άλλοι. (September 2004), «Mid-Infrared Spectra of Dust Debris around Main-Sequence Stars», The Astrophysical Journal Supplement Series 154 (1): 453–457, doi:10.1086/422975 
  14. ↑ Gautier, Thomas N., III; Rieke, G. H.; Stansberry, John; Bryden, Geoffrey C.; Stapelfeldt, Karl R.; Werner, Michael W.; Beichman, Charles A.; Chen, Christine και άλλοι. (September 2007), «Far-Infrared Properties of M Dwarfs», The Astrophysical Journal 667 (1): 527–536, doi:10.1086/520667 
  15. ↑ Allen, C.; Herrera, M. A. (1998), «The galactic orbits of nearby UV Ceti stars», Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica 34: 37–46 
  16. ↑ García-Sánchez, J.; Weissman, P. R.; Preston, R. A.; Jones, D. L.; Lestrade, J.-F.; Latham, D. W.; Stefanik, R. P.; Paredes, J. M. (2001), «Stellar encounters with the solar system», Astronomy and Astrophysics 379 (2): 634–659, doi:10.1051/0004-6361:20011330 
  17. ↑ Newfound Earth-like exoplanet a good spot to hunt for aliens. Eric Mack, CBS News. 15 November 2017.
  18. ↑ Bonfils, Xavier (2017). «A temperate exo-Earth around a quiet M dwarf at 3.4 parsecs». Astronomy and Astrophysics. doi:10.1051/0004-6361/201731973. 

Δείτε επίσης

Εξωτερικοί σύνδεσμοι