Luyten 726-8

http://www.solstation.com/stars/luy726-8.htm

Luyten 726-8 (L 726-8 / Gliese 65) es el séptimo sistema estelar más cercano al sistema solar, estando situado a 8,73 años luz de distancia.^[1] Las estrellas más cercanas a este sistema son τ Ceti e YZ Ceti, respectivamente a 3,2 y 3,6 años luz de distancia. Visualmente se encuentra en la constelación de Cetus, al noreste de Deneb Kaitos (β Ceti), no siendo visible a simple vista.^[2] Fue descubierto en 1949 por Willem Jacob Luyten cuando estaba recopilando datos para un catálogo de las estrellas con mayor movimiento propio; observó su movimiento propio especialmente alto de 3,37 segundos de arco por año, denominando al sistema Luyten 726-8.^[3] Las estrellas que lo forman son dos enanas rojas; una de ellas, Luyten 726-8 B —conocida como UV Ceti—, es un ejemplo típico de estrella fulgurante.

Luyten 726-8 B (GJ 65 B / LHS 10)^[4] tiene tipo espectral M6V y su masa es un 10 % de la masa solar. En condiciones normales su luminosidad es inferior a cuatro cienmilésimas de la luminosidad solar, pero puede multiplicar su brillo por cinco en menos de un minuto para después regresar a su brillo normal en unos dos o tres minutos. En 1952 su brillo aumentó 75 veces en cuestión de 20 segundos. Aunque Luyten 726-8 B no fue la primera estrella fulgurante en descubrirse, es un ejemplo notable de esta clase de variables, y de hecho este tipo de estrellas también son llamadas estrellas UV Ceti.

La otra componente, Luyten 726-8 A (GJ 65 A / LHS 9) —también llamada BL Ceti—,^[5] es asimismo una estrella fulgurante, pero no de carácter tan acusado como su compañera. De tipo espectral M5.5Ve, su masa y diámetro son prácticamente iguales a los de Luyten 726-8 B, con una luminosidad inferior a 6 cienmilésimas de la del Sol. Ambas estrellas se mueven en una órbita elíptica a una distancia promedio de 5,5 UA; mientras que en el periastro la separación es de 2,1 UA, en el apoastro —máxima separación— ésta llega a las 8,8 UA. La duración del periodo orbital es de 26,5 años.^[2] La edad estimada de este sistema es de 600 millones de años.^[6]

Lalande 21185

https://es.m.wikipedia.org/wiki/Lalande_21185

Lalande 21185 (GJ 411)^[1] es el nombre de la quinta estrella más cercana a nuestro Sol después de Alfa Centauri, la Estrella de Barnard, Luhman 16 y Wolf 359. A pesar de su cercanía, solo tiene magnitud aparente +7,47 y no es visible a simple vista, aunque sí con cualquier telescopio pequeño. Se la localiza en el rincón sureste de la constelación de la Osa Mayor, al noroeste de Alula Borealis (ν Ursae Majoris) y al noreste de Praecipua (46 Leonis Minoris). Fue descubierta por Joseph-Jérôme Lefrançais de Lalande, quien fuera director del Observatorio de París.

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Lalande 21185 es una enana roja de tipo espectral M2.0V cuya temperatura efectiva es de 3526 K.^[2] Tiene una masa y un diámetro algo menores que la mitad de los del Sol. Su luminosidad apenas corresponde al 2 % de la luminosidad solar y su metalicidad —abundancia relativa de elementos más pesados que el helio— equivale al 52 % de la que tiene el Sol ([M/H] = -0,28).^[2]Moviéndose perpendicularmente al plano galáctico a una velocidad de 47 km/s, se piensa que Lalande 21185 es una estrella de las llamadas del disco grueso galáctico. Estas suelen ser estrellas antiguas con baja metalicidad que se mueven en órbitas muy excéntricas alrededor de la galaxia. Aunque mucho más antigua que el Sol —cuya edad es de unos 4600 millones de años—, se piensa que la edad de Lalande 21185 no supera los 10 000 millones de años.^[3]Asimismo, está catalogada como una estrella fulgurante.

Lalande 21185 se encuentra a 8,31 años luz del sistema solar y dentro de 20 000 años se encontrará a solo 4,7 años luz de la Tierra.^[4] La también enana roja Wolf 359, a 4,7 años luz, es la estrella conocida más próxima a ella.^[5]

Wolf 359

https://es.m.wikipedia.org/wiki/Wolf_359
Wolf 359 (GJ 406)^[1] es el nombre por el que se conoce a la cuarta estrella más cercana a nuestro Sol después del sistema estelar Alfa Centauri, la estrella de Barnard y el sistema Luhman 16. Está situada a tan solo 7,8 años luz (2,4 pársecs) en la constelación de Leo cerca de la eclíptica, al sur de Chertan (θ Leonis). De magnitud aparente +13,54,^[1] resulta totalmente invisible al ojo humano sin ayuda óptica. Fue descubierta fotográficamente en 1918 por el astrónomo alemán Max Wolf. Ha sido la primera estrella distinta del Sol en la cual se ha observado el espectro de su corona desde un telescopio terrestre.^[2]

Wolf 359 es una enana roja de tipo M5.5V^[3] o M6.0V^[4] con una temperatura superficial de 2800 ± 100 K.^[5] Su masa se sitúa entre 0,07 y 0,1 masas solares^[5] y su luminosidad es del orden de 2/100.000 de la de nuestro Sol. Al tener un diámetro equivalente al 13 % del diámetro solar,^[6] si estuviese situada en el centro del sistema solar se necesitaría un telescopio para ver su forma redonda desde la Tierra.^[7] Su velocidad de rotación proyectada es igual o inferior a 3 km/s,^[8] completando una vuelta sobre sí misma en menos de 1,9 días.^[6] Modelos de evolución estelar sugieren que es una estrella relativamente joven con una edad en el rango de 100 - 350 millones de años;^[5] sin embargo, utilizando criterios cinématicos, Wolf 359 ha sido también clasificada como una estrella de disco vieja o de edad media.^[9]

Wolf 359 es una estrella fulgurante que ocasionalmente aumenta su brillo de forma drástica, por lo que recibe la denominación, en cuanto a estrella variable, de CN Leonis. No obstante, las llamaradas en esta estrella no son tan frecuentes ni tan violentas como en Próxima Centauri, UV Ceti o Kruger 60 B.^[7]El valor medio de su campo magnético (Bf) es 2,2 kG, habiéndose advertido que varía de forma notable en noches sucesivas y que probablemente también lo hace en escalas de tiempo menores.^[10] Durante una gran erupción observada en 2006, la emisión de rayos X excedió el valor normal en un factor ≈100, mientras que la temperatura y densidad aumentaron en más de un orden de magnitud en comparación a la corona quiescente. El plasma de la llamarada, que se piensa que consiste sobre todo de material evaporado de la cromosfera o fotosfera, tenía un contenido de hierro dos veces mayor que el habitual. A pesar de su amplitud, la llamarada fue de corta duración, en total menos de 25 minutos.^[11]