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HD 49674
Dados observacionais (J2000)
Constelação	Auriga
Asc. reta	06h 51m 30,52s
Declinação	+40° 52′ 03,93″
Magnitude aparente	8,10
Características
Tipo espectral	G5V
Cor (B-V)	0,73
Astrometria
Velocidade radial	12,10 km/s
Mov. próprio (AR)	34,59 mas/a
Mov. próprio (DEC)	-122,80 mas/a
Paralaxe	23,2054 ± 0,0411 mas
Distância	140,55 ± 0,25 anos-luz ; 43,09 ± 0,08 pc
Magnitude absoluta	4,92
Detalhes
Massa	1,06 ± 0,01 M☉
Raio	1,04 ± 0,02 R☉
Gravidade superficial	log g = 4,42 ± 0,01 cgs
Luminosidade	0,99 ± 0,02 L☉
Temperatura	5655 ± 25 K
Metalicidade	[Fe/H] = 0,27 ± 0,02
Rotação	v sin i = 0,4 km/s
Idade	3,6 ± 0,8 bilhões de anos
Outras denominações
	BD+41 1544, HD 49674, HIP 32916, SAO 41390.

HD 49674 é uma estrela na constelação de Auriga. Tem uma magnitude aparente visual de 8,10,^[1] portanto não é visível a olho nu. Com base em medições de paralaxe pela sonda Gaia, está localizada a aproximadamente 141 anos-luz (43 parsecs) da Terra.^[3] Não possui estrelas companheiras conhecidas.^[7]

Características

Esta é uma estrela de classe G da sequência principal (anã amarela) com um tipo espectral estimado de G5V.^[2] Modelos evolucionários indicam que é mais massiva e maior que o Sol, com cerca de 106% da massa solar e 104% do raio solar, com uma idade estimada de 3,6 bilhões de anos. A estrela possui uma temperatura efetiva de 5 660 K, menor que a solar, e uma luminosidade aproximadamente igual à solar.^[4] Sua metalicidade, a abundância de elementos mais pesados que o hélio, é muito alta, com uma proporção de ferro equivalente a 190% da solar.^[5]

Sistema planetário

Em 2000, HD 49674 foi incluída no programa de busca por planetas extrassolares do Observatório Keck, com base em sua alta metalicidade. Em 2003 foi publicada a descoberta de um planeta orbitando a estrela, detectado a partir de 24 dados da velocidade radial da estrela entre dezembro de 2000 e fevereiro de 2002, obtidos pelo espectrógrafo HIRES, no Telescópio Keck I. A solução orbital indicava uma semiamplitude de apenas 14 m/s, correspondendo a uma massa mínima de 0,12 vezes a massa de Júpiter (M_J), a menor massa que já tinha sido calculada para um planeta detectado por velocidade radial.^[2] A estrela continuou sendo monitorada pelo programa do Observatório Keck, e em 2006 foi publicada uma solução orbital atualizada, baseada em 39 dados de velocidade radial de até janeiro de 2006.^[8]

O planeta, denominado HD 49674 b, é um gigante gasoso orbitando muito perto da estrela, a uma distância de apenas 0,058 UA. Sua órbita tem período de 4,95 dias e excentricidade próxima de zero, consistente com uma órbita circular. A massa mínima do planeta, de 0,105 M_J, é intermediária entre a massa de Netuno (0,053 M_J) e a de Saturno (0,299 M_J).^[8] Planetas próximos de suas estrelas possuem chances relativamente altas de trânsito, mas observações fotométricas de HD 49674 descartaram essa possibilidade.^[2]

O sistema HD 49674 ^[8]
Planeta	Massa	Semieixo maior (UA)	Período orbital (dias)	Excentricidade
b	>0,105 ± 0,011 M_J	0,0580 ± 0,0034	4,94737 ± 0,00098	0,087 ± 0,095

Ver também

Referências

↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g «HD 49674 -- High proper-motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 12 de julho de 2018
↑ ^a ^b ^c ^d Butler, R. Paul; et al. (janeiro de 2003). «Seven New Keck Planets Orbiting G and K Dwarfs». The Astrophysical Journal. 582 (1): 455-466. Bibcode:2003ApJ...582..455B. doi:10.1086/344570
↑ ^a ^b ^c ^d Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365. doi:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier
↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g Bonfanti, A.; Ortolani, S.; Nascimbeni, V. (janeiro de 2016). «Age consistency between exoplanet hosts and field stars». Astronomy & Astrophysics. 585: A5, 14. Bibcode:2016A&A...585A...5B. doi:10.1051/0004-6361/201527297
↑ ^a ^b Maldonado, J.; Villaver, E.; Eiroa, C. (maio de 2018). «Chemical fingerprints of hot Jupiter planet formation». Astronomy & Astrophysics. 612: A93, 18. Bibcode:2018A&A...612A..93M. doi:10.1051/0004-6361/201732001
↑ Valenti, Jeff A.; Fischer, Debra A. (julho de 2005). «Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs». The Astrophysical Journal Supplement Series. 159 (1): 141-166. Bibcode:2005ApJS..159..141V. doi:10.1086/430500
↑ Raghavan, Deepak; et al. (julho de 2006). «Two Suns in The Sky: Stellar Multiplicity in Exoplanet Systems». The Astrophysical Journal. 646 (1): 523-542. Bibcode:2006ApJ...646..523R. doi:10.1086/504823
↑ ^a ^b ^c Butler, R. P.; et al. (julho de 2006). «Catalog of Nearby Exoplanets». The Astrophysical Journal. 646 (1): 505-522. Bibcode:2006ApJ...646..505B. doi:10.1086/504701