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HD 23127
Dados observacionais (J2000)
Constelação	Reticulum
Asc. reta	03h 39m 23,64s
Declinação	-60° 04′ 40,24″
Magnitude aparente	8,58
Características
Tipo espectral	G2V
Cor (B-V)	0,69
Astrometria
Velocidade radial	19,17 ± 0,14
Mov. próprio (AR)	73,77 mas/a
Mov. próprio (DEC)	142,79 mas/a
Paralaxe	10,6895 ± 0,0139 mas
Distância	305,1 ± 0,4 anos-luz ; 93,55 ± 0,12 pc
Magnitude absoluta	3,82
Detalhes
Massa	1,29 ± 0,03 M☉
Raio	1,72 ± 0,03 R☉
Gravidade superficial	log g = 4,07 ± 0,02 cgs
Luminosidade	3,08 ± 0,02 L☉
Temperatura	5841 ± 45 K
Metalicidade	[Fe/H] = +0,34
Rotação	v sin i = 3,3 km/s; Período = 33 d
Idade	4,4 ± 0,6 bilhões; de anos
Outras denominações
	CD-60°762, HIP 17054, SAO 248860.

HD 23127 é uma estrela na constelação de Reticulum. Tem uma magnitude aparente de 8,58,^[2] sendo invisível a olho nu. Com base em medições de paralaxe pela sonda Gaia, está localizada a aproximadamente 305 anos-luz (94 parsecs) da Terra.^[3]

Esta é uma estrela de classe G da sequência principal com um tipo espectral de G2V, sendo maior e mais luminosa que o Sol, apesar de ter a mesma classificação. Em 2007, foi descoberto um planeta extrassolar Júpiter excêntrico ao seu redor.^[2]

Estrela

HD 23127 é classificada como uma estrela de classe G da sequência principal (anã amarela) com um tipo espectral de G2V, a mesma classificação do Sol. No entanto, é mais luminosa e massiva que o Sol, o que sugere que já começou a evoluir da sequência principal.^[2] Tem uma massa de 1,29 vezes a massa solar e um raio de 1,72 vezes o raio solar.^[4] Está irradiando energia de sua atmosfera externa com 3,08 vezes a luminosidade solar a uma temperatura efetiva de 5 840 K,^[4] dando à estrela o brilho amarelo típico de estrelas de classe G. Sua abundância de elementos além de hidrogênio e hélio, a metalicidade, é maior que a solar, com uma abundância de ferro de mais de duas vezes a abundância solar. A estrela segue a tendência de que estrelas com planetas gigantes possuem metalicidades altas.^[2]

Esta estrela tem um baixo nível de atividade cromosférica, com um índice $log R' HK$ igual a –5,00, o que é consistente com seu estado evoluído.^[2] Tem uma velocidade de rotação projetada de 3,3 km/s,^[2] com um período de rotação estimado em cerca de 33 dias.^[5] Sua idade estimada por modelos de evolução estelar é de 4,4 bilhões de anos.^[4]

HD 23127 não possui estrelas companheiras conhecidas. Uma observação pelo instrumento NACO no Very Large Telescope não detectou outras estrelas no sistema, impondo limites na massa de uma segunda estrela de 0,55 M_☉ a uma separação de 0,5 segundos de arco, 0,28 M_☉ a 1 segundo de arco, e 0,15–0,18 M_☉ a separações maiores que 2,5 segundos de arco.^[6]

Sistema planetário

Em 2007, foi descoberto um planeta extrassolar massivo orbitando HD 23127, detectado pelo método da velocidade radial como parte do Anglo-Australian Planet Search. A estrela começou a ser observada pelo espectrógrafo UCLES em 1998, quando foi adicionada ao projeto por causa de sua metalicidade alta, e um total de 34 observações foram feitas até outubro de 2006, revelando variações na sua velocidade radial causadas pela presença do planeta.^[2] Em 2018 foi publicada uma solução orbital atualizada, que inclui 24 novos dados de velocidade radial pelo espectrógrafo HARPS, como parte de um estudo procurando planetas adicionais no sistema.^[5]

O planeta HD 23127 b é um gigante gasoso com uma massa mínima de 1,53 vezes a massa de Júpiter. Orbita a estrela a uma distância média de 2,37 UA com um período de cerca de 1 210 dias. Um Júpiter excêntrico, sua órbita tem uma alta excentricidade de 0,4, o que limita a presença de outros planetas no sistema. O maior período orbital estável para um planeta interno hipotético é 322 dias. Os dados de velocidade radial não apresentam evidência da existência de outros planetas.^[5]

O sistema HD 23127 ^[5]
Planeta	Massa	Semieixo maior (UA)	Período orbital (dias)	Excentricidade
b	>1,527+0,037 −0,038 M_J	2,370 ± 0,032	1211,17+11,11 −8,91	0,406+0,083 −0,09

Ver também

Referências

↑ ^a ^b ^c «HD 23127 -- High Proper Motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 10 de agosto de 2022
↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m O'Toole, Simon J.; et al. (2007). «New Planets around Three G Dwarfs». The Astrophysical Journal. 660 (2): 1636–1641. Bibcode:2007ApJ...660.1636O. arXiv:astro-ph/0702213. doi:10.1086/513563
↑ ^a ^b ^c ^d ^e 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 Bonfanti, A.; Ortolani, S.; Nascimbeni, V. (janeiro de 2016). «Age consistency between exoplanet hosts and field stars». Astronomy & Astrophysics. 585: A5, 14 pp. Bibcode:2016A&A...585A...5B. doi:10.1051/0004-6361/201527297
↑ ^a ^b ^c ^d ^e Barbato, D. (agosto de 2018). «Exploring the realm of scaled solar system analogues with HARPS». Astronomy & Astrophysics. 615: A175, 21 pp. Bibcode:2018A&A...615A.175B. doi:10.1051/0004-6361/201832791
↑ Dietrich, J.; Ginski, C. (dezembro de 2018). «Archival VLT/NaCo multiplicity investigation of exoplanet host stars». Astronomy & Astrophysics. 620: A102, 17 pp. Bibcode:2018A&A...620A.102D. doi:10.1051/0004-6361/201731341