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HD 22496
Dados observacionais (J2000)
Constelação	Horologium
Asc. reta	03h 35m 00,94s
Declinação	-48° 25′ 08,91″
Magnitude aparente	8,57
Características
Tipo espectral	K6.5V
Cor (B-V)	1,32
Variabilidade	possível BY Dra
Astrometria
Velocidade radial	21,38 ± 0,13 km/s
Mov. próprio (AR)	404,44 mas/a
Mov. próprio (DEC)	307,50 mas/a
Paralaxe	73,5199 ± 0,0164 mas
Distância	44,363 ± 0,010 anos-luz ; 13,602 ± 0,003 pc
Magnitude absoluta	7,9
Detalhes
Massa	0,684 ± 0,013 M☉
Raio	0,674 ± 0,020 R☉
Gravidade superficial	log g = 4,69 ± 0,05 cgs
Luminosidade	0,129 ± 0,005 L☉
Temperatura	4385 ± 21 K
Metalicidade	[Fe/H] = −0,08 ± 0,02
Rotação	Período = 34,99+0,58; −0,53 d
Idade	970 milhões de anos
Outras denominações
	CD-48 1011, GJ 146, HD 22496, HIP 16711, SAO 216392.

Gliese 146 (GJ 146, HD 22496) é uma estrela na constelação de Horologium. Tem uma magnitude aparente de 8,57,^[1] portanto tem um brilho baixo demais para ser visível a olho nu. Uma estrela relativamente próxima, está a uma distância de 44,4 anos-luz (13,6 parsecs) da Terra, determinada com precisão a partir de medições de paralaxe pela sonda Gaia.^[5]

Esta estrela é uma anã laranja com um tipo espectral de K6.5V, possuindo aproximadamente 68% da massa solar. Com uma idade de 970 milhões de anos,^[7] é uma estrela relativamente jovem e tem um alto nível de atividade cromosférica. Em 2021, foi anunciada a descoberta de um planeta extrassolar ao seu redor, com uma massa mínima de 5,6 vezes a massa da Terra.^[6]

Propriedades

HD 22496 é uma estrela de classe K da sequência principal (anã laranja) com um tipo espectral de K6.5V.^[2] Tem uma massa de aproximadamente 68% da massa solar e um raio de 67% do raio solar.^[6] Sua fotosfera está irradiando energia com cerca de 13% da luminosidade solar^[5] a uma temperatura efetiva de 4 390 K,^[6] dando à estrela a coloração alaranjada típica de estrelas de classe K. Sua metalicidade, a abundância de elementos além de hidrogênio e hélio, é levemente inferior à solar, com uma abundância de ferro equivalente a 80% da solar. Seu movimento pelo espaço é consistente com associação da estrela ao disco fino da Galáxia, o qual é formado por estrelas mais jovens e inclui a maioria das estrelas na vizinhança solar.^[6]

O espectro de HD 22496 apresenta sinais de emissão nas linhas K e H de cálcio ionizado (Ca II), indicando que esta é uma estrela cromosfericamente ativa.^[2] Seu alto nível de atividade indica que é uma estrela relativamente jovem, com uma idade estimada em 970 milhões de anos.^[7] A partir de sua luminosidade em raios X, é calculado que possua em média uma erupção a cada cinco dias.^[8] O alto nível de atividade é observado também nos dados de velocidade radial da estrela, os quais variam de forma semirregular com um período igual ao período de rotação estelar de 35 dias.^[6]

Esta estrela já foi classificada como uma possível variável BY Draconis, uma classe de estrelas ativas que variam de luminosidade devido à presença de manchas estelares, com uma suposta variação de brilho de até 0,7 magnitudes.^[9]^[3] Sua curva de luz obtida pela sonda TESS, no entanto, não apresenta variações de brilho superiores a 0,1%, embora mostre variações fracas de brilho aparentemente causadas por atividade estelar. As primeiras observações da sonda (nos setores 3 e 4) revelam variabilidade com períodos equivalentes ao terceiro, quarto e quinto harmônicos do período de rotação de 35 dias, enquanto observações posteriores (setores 30 e 31) apresentam uma curva de luz aproximadamente constante. Essas observações sugerem que a amplitude das variações de brilho de HD 22496 varia de acordo com o ponto do ciclo de atividade da estrela.^[6]

Sistema planetário

Em 2021 foi anunciada a descoberta de um planeta extrassolar ao redor de HD 22496, detectado pelo método da velocidade radial a partir de observações pelo espectrógrafo ESPRESSO, no Very Large Telescope. Esse foi o primeiro planeta descoberto apenas com dados do ESPRESSO, que começou a operar em 2018. O instrumento observou a estrela 41 vezes entre outubro de 2018 e abril de 2021, produzindo dados de velocidade radial com uma incerteza média de 0,18 m/s, uma ordem de magnitude melhor que o espectrógrafo HARPS. Dados do HARPS foram utilizados para criar a solução final, aumentando a significância da detecção. Os dados de velocidade radial foram modelados como um sinal com período de 5,09 dias, atribuído a um planeta em órbita, mais um sinal semiperiódico de 35 dias causado por atividade estelar. Os dados da sonda TESS descartam a possibilidade de o planeta transitar o disco de sua estrela.^[6]

Denominado HD 22496 b, o planeta detectado tem uma massa mínima de 5,6 vezes a massa da Terra (M_⊕), estando na transição entre as super-Terras (rochosas) e os mini-Netunos (gasosos). A massa real do planeta (e portanto sua densidade e composição) depende da inclinação orbital, que é desconhecida, mas é considerado improvável que seja superior a 16 M_⊕. A órbita do planeta é aproximadamente circular e tem um período de 5,09 dias, o que significa que o planeta está a uma distância de aproximadamente 0,05 UA da estrela, sete vezes menor que a distância de Mercúrio ao Sol.^[6]

O planeta recebe de sua estrela 22,8 vezes a irradiação que a Terra recebe do Sol, portanto é muito quente para abrigar vida como a da Terra, com uma temperatura de equilíbrio de 573 K. Os limites de detecção atuais permitem excluir a presença de planetas mais massivos que 5–7 M_⊕ na zona habitável no sistema, então ainda não são sensíveis o suficiente para descobrir planetas terrestres nessa zona.^[6]

O sistema HD 22496 ^[6]
Planeta	Massa	Irradiação (S_⊕)	Semieixo maior (UA)	Período orbital (dias)	Excentricidade
b	>5,57+0,73 −0,68 M_⊕	26+13 −10	0,0510+0,0024 −0,0026	5,09071 ± 0,00026	< 0,15

Referências

↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f «HD 22496 -- High Proper Motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 8 de agosto de 2022
↑ ^a ^b ^c Gray, R. O.; et al. (julho de 2006). «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample». The Astronomical Journal. 132 (1): 161-170. Bibcode:2006AJ....132..161G. doi:10.1086/504637
↑ ^a ^b Petit, M. (outubro de 1990). «Catalogue des etoiles variables ou suspectes dans le voisinage du sole». Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 85: 971. Bibcode:1990A&AS...85..971P
↑ Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (janeiro de 2009). «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+, 2007-2017)». VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S
↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g Gaia Collaboration: Vallenari, A.; Brown, A. G. A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (junho de 2023). «Gaia Data Release 3: Summary of the content and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 674: A1, 22 pp. Bibcode:2023A&A...674A...1G. arXiv:2208.00211. doi:10.1051/0004-6361/202243940. Catálogo VizieR
↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m ⁿ ^o ^p Lillo-Box, J.; et al. (outubro de 2021). «HD 22496 b: The first ESPRESSO stand-alone planet discovery». Astronomy & Astrophysics. 654: A60, 12 pp. Bibcode:2021A&A...654A..60L. doi:10.1051/0004-6361/202141714
↑ ^a ^b ^c Vican, Laura (junho de 2012). «Age Determination for 346 Nearby Stars in the Herschel DEBRIS Survey». The Astronomical Journal. 143 (6): artigo 135, 9 pp. Bibcode:2012AJ....143..135V. doi:10.1088/0004-6256/143/6/135
↑ Leitzinger, M.; et al. (abril de 2020). «A census of coronal mass ejections on solar-like stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 493 (3): 4570-4589. Bibcode:2020MNRAS.493.4570L. doi:10.1093/mnras/staa504
↑ Petit, M. (abril de 1970). «Etoiles Naines Rouges Variables». Information Bulletin on Variable Stars. 431: artigo 1. Bibcode:1970IBVS..431....1P