Lalanda 21185

Lalande 21185 (también conocido como BD+36 2147, Gliese 411 y HD 95735) es una estrella en el sur de la Osa Mayor. Es la enana roja aparentemente más brillante del hemisferio norte. A pesar de esto, y al estar relativamente cerca, es (como todas las enanas rojas) muy tenue, con una magnitud de solo 7,5 en luz visible y, por lo tanto, demasiado débil para ser vista a simple vista. La estrella es visible a través de un pequeño telescopio o binoculares.

A aproximadamente 8,31 años luz (2,55 parsecs) de distancia, es una de las estrellas más cercanas al Sistema Solar; solo se sabe que el sistema Alpha Centauri, Barnard's Star y Wolf 359 y las enanas marrones Luhman 16 y WISE 0855−0714 están más cerca. Debido a su proximidad, es un tema frecuente para los estudios astronómicos y otras investigaciones y, por lo tanto, se le conoce por muchas otras designaciones, más comúnmente Gliese 411 y HD 95735. En aproximadamente 19 900 años, estará en su punto más cercano, alrededor de 4,65 ly (1,43 pc) del Sol, a poco más de la mitad de su distancia actual.

Historia

Distancias de las estrellas más cercanas desde hace 20.000 años hasta 80.000 años en el futuro

Las coordenadas celestes de Lalande 21185 fueron publicadas por primera vez en 1801 por el astrónomo francés Jérôme Lalande del Observatorio de París en el catálogo de estrellas Histoire céleste française. Los números de secuencia del catálogo para la mayoría de las estrellas observadas, incluida esta, fueron introducidos en su edición de 1847 por Francis Baily. Hoy en día, esta estrella es una de las pocas a las que todavía se hace referencia comúnmente por su número de catálogo de Lalande.

En mayo de 1857, Friedrich Wilhelm Argelander descubrió el alto movimiento propio de la estrella. A veces se la llamaba "la segunda estrella de Argelander". (La 'primera estrella de Argelander' es Groombridge 1830, cuyo alto movimiento propio fue descubierto por Argelander antes, en 1842).

Se informa que Friedrich August Theodor Winnecke realizó la primera medición de la paralaje de la estrella de 0,511 segundos de arco en 1857–58 y, por lo tanto, identificó por primera vez a Lalande 21185 como la segunda estrella conocida más cercana al Sol, después de el sistema Alfa Centauro. Desde entonces, mejores mediciones han colocado a la estrella más lejos, pero siguió siendo el segundo sistema estelar conocido más cercano hasta el descubrimiento astrofotográfico de dos enanas rojas tenues, Wolf 359 y la estrella de Barnard, a principios del siglo XX.

Propiedades

La posición de Lalande 21185 en un mapa de radar entre todos los objetos estelares o sistemas estelares dentro de 9 años luz (ly) del centro del mapa, el Sol (Sol). Las formas de diamante son sus posiciones introducidas según la ascensión correcta en ángulo de horas (indicado en el borde del disco de referencia del mapa), y según su declinación. La segunda marca muestra la distancia de cada uno de Sol, con los círculos concéntricos indicando la distancia en pasos de un solo li.

Lalande 21185 es una típica estrella de secuencia principal de tipo M (enana roja) con aproximadamente el 39 % de la masa del Sol y es mucho más fría que el Sol a 3550 K. Es intrínsecamente tenue con una magnitud absoluta de 10,48, emitiendo la mayor parte de su energía en el infrarrojo. La proporción de elementos distintos del hidrógeno y el helio se estima en función de la proporción de hierro a hidrógeno en la estrella en comparación con el Sol. El logaritmo de esta relación es −0,20, lo que indica que la proporción de hierro es aproximadamente 10^−0,20, o el 63 % del Sol. La gravedad de la superficie de esta estrella relativamente compacta es aproximadamente 65 veces mayor que la gravedad en la superficie de la Tierra (log g = 4,8 cgs), que es más del doble de la gravedad de la superficie del Sol.

Una curva de luz de rayos X para una bengala en NSV 18593, adaptada de Pye et al. (2015)

Lalande 21185 aparece como una estrella variable de tipo BY Draconis en el Catálogo general de estrellas variables. Se identifica por la designación de estrella variable NSV 18593. Varios catálogos de estrellas, incluido SIMBAD, también la clasifican como una estrella fulgurante. Esta conclusión no está respaldada por la referencia principal que utilizan todos estos catálogos. Las observaciones realizadas en esta referencia muestran que es bastante tranquila en comparación con otras estrellas de su tipo variable.

Lalande 21185 emite rayos X y se han observado destellos de rayos X.

Es la estrella más brillante entre la variable CO Ursae Maj y la estrella comparablemente brillante HD 95129 al oeste (específicamente al sur) y está un poco más cerca de esta última.

Sistema planetario

Los datos publicados en 2017 por el sistema HIRES en el Observatorio Keck en Mauna Kea respaldaron la existencia de un planeta cercano con un período orbital de solo 9,8693 ± 0,0016 días, siendo al menos 3,8 MEarth. La investigación adicional de la velocidad radial con el espectrógrafo SOPHIE échelle y la revisión de la señal original encontraron que el período de 9,9 días era indetectable y, en cambio, propusieron, utilizando ambos conjuntos de datos, un exoplaneta que orbita la estrella con un período de 12,95 o 1,08 días, mucho más probable 12.95, en la medida en que los exoplanetas de un período de 1 día parecen ser raros en los sistemas. Esto le daría al planeta una masa mínima de 2,99 masas terrestres. Está demasiado cerca de la estrella y, por lo tanto, demasiado caliente para estar en la zona habitable, en todos los puntos dentro de su órbita excéntrica. El planeta propuesto en una órbita de 12 días fue confirmado por CARMENES [ja] (Calar Alto high-Resolution búsqueda de enanas M con Exoearths con Near-infrared and optical Echelle Spectrographs) en 2020.

Sophie notó inicialmente un segundo planeta con una órbita más distante, pero la línea de base no fue lo suficientemente larga para confirmar la señal de varios años. En 2021 se confirmó que la señal era un planeta con una masa de al menos 18,0+2,9
−2,6 M_🜨, una estimación de límite inferior revisada posteriormente a 14.2± 1,8 M_🜨.

Se sospecha que un tercer planeta, Gliese 411 d, orbita entre Gliese 411 b y Gliese 411 c con un período de 215 días.

La zona habitable de esta estrella, definida como los lugares donde podría haber agua líquida en un planeta similar a la Tierra, se encuentra en un radio de 0,11 a 0,24 AU, donde 1 AU es la distancia promedio de la Tierra al Sol.. El planeta b tiene una temperatura de equilibrio de 370,1^+5.8
_−6.8 K. Otros planetas conocidos también están fuera de los límites HZ, pero los de baja masa no detectados pueden estar orbitando en esta región de este sistema también.

Reclamaciones pasadas de planetas

El astrónomo holandés Peter van de Kamp escribió en 1945 que Lalande 21185 poseía un "compañero invisible" de 0,06 M☉ (alrededor de 60 MJ). En 1951, van de Kamp y su alumna Sarah Lippincott afirmaron la detección astrométrica de un sistema planetario usando placas fotográficas tomadas con el telescopio refractor de 24 pulgadas (610 mm) en el Observatorio Sproul de Swarthmore College. En el verano de 1960, Sarah Lippincott modificó la afirmación de 1951, a un planeta de 0,01 M☉ (es decir, 10 MJ), un período orbital de 8 años, excentricidad de 0,3, un semieje mayor de 0,083 AU. Usó las placas fotográficas originales y placas nuevas tomadas con el mismo telescopio. Placas fotográficas de este observatorio, tomadas al mismo tiempo, fueron utilizadas por Van de Kamp para su afirmación errónea de un sistema planetario para la estrella de Barnard. En 1973 se demostró que las placas hechas con el refractor Sproul de 24 pulgadas y utilizadas para estos y otros estudios tenían fallas; como lo fueron al año siguiente con mediciones astrométricas realizadas por George Gatewood del Observatorio Allegheny.

En 1996, el mismo Gatewood anunció de forma destacada en una reunión de la AAS ya la prensa popular el descubrimiento de múltiples planetas en este sistema, detectados por astrometría. El informe inicial se basó en un análisis muy delicado de la posición de la estrella a lo largo de los años, que sugería un movimiento orbital reflejo debido a uno o más compañeros. Gatewood afirmó que tales compañeros generalmente aparecerían a más de 0,8 segundos de arco de la propia enana roja. Sin embargo, un artículo de Gatewood publicado solo unos años antes y búsquedas posteriores realizadas por otros, utilizando coronógrafos y técnicas de filtros múltiples para reducir los problemas de luz dispersa de la estrella, no identificaron positivamente a ninguno de esos compañeros, por lo que su afirmación sigue sin confirmarse. ahora en duda.

Antes de la década de 1980, encontrar la velocidad radial de las enanas rojas no era ni muy preciso ni consistente, por lo que debido a su brillo aparente y a que no tiene una compañera, esta estrella, junto con otras once estrellas enanas rojas similares, fueron elegidos para medir su velocidad radial, con una precisión sin precedentes, por el cazador de planetas Geoff Marcy. No se detectó ningún compañero alrededor de esta estrella ni en este ni en otros sondeos contemporáneos, y dicho equipo temprano habría detectado cualquier planeta que excediera 0.7 M_J en una órbita extremadamente cercana de 5 días o menos; o superior a 10 M_J a aproximadamente la distancia orbital de Júpiter.