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Ross 248 (Gliese 905 / HH Andromedae) es una estrella en la constelación de Andrómeda. Fue descubierta por Frank Elmore Ross en 1925. De magnitud aparente +12,29, no es observable a simple vista, y se localiza al sur de λ Andromedae, cerca de κ Andromedae e ι Andromedae.

Ross 248
Datos de observación
(Época J2000)
Constelación Andrómeda
Ascensión recta (α) 23h 41m 54,7s
Declinación (δ) +44° 10' 30"
Mag. aparente (V) +12,29
Características físicas
Clasificación estelar Enana roja
Tipo M6.0V
Masa solar 0,136 M
Diámetro (0,17)
Índice de color 1,91 (B-V)
Magnitud absoluta +14,79
Luminosidad 0,00011 L
Temperatura superficial 3058 ± 65 K
Metalicidad [M/H] = +0,14
Variabilidad Variable BY Draconis
Periodo de oscilación 4,2 años
Astrometría
Mov. propio en α 0,085 mas/año
Mov. propio en δ -1,615 mas/año
Velocidad radial -75,2 km/s
Distancia 10,30 ± 0,04 años luz (3,16 pc)
Paralaje 316,7 ± 0,7 mas
Otras designaciones
HH Andromedae / GCTP 5736.00 / GJ 905 / G 171-010 / LHS 549
Distancia de las estrellas más cercanas desde hace 20 000 años hasta 80 000 años en el futuro.

DistanciaEditar

Ross 248 es una de las estrellas más próximas al sistema solar —la novena actualmente—, a 10,30 años luz de distancia. Sin embargo, dentro de 37 100 años se situará a tan solo 3,03 años luz de la Tierra, cuando será la estrella más próxima al Sol.[1]

La sonda espacial Voyager 2 pasará a 1,76 años luz de Ross 248 dentro unos 40 200 años.[2]

CaracterísticasEditar

Ross 248 es una enana roja de tipo espectral M6.0V con una temperatura efectiva de 3058 K.[3]​ Con solo el 13,6 % de la masa del Sol y el 17 por ciento de su diámetro, su luminosidad equivale a una diezmilésima de la luminosidad solar.[4]​ Exhibe una metalicidad —abundancia relativa de elementos más pesados que el helio— superior a la solar en un 38 % ([M/H] = +0,14)[3]​ pero, a diferencia del Sol, es considerada una estrella del disco grueso.[3]

Ross 248 es una estrella variable del tipo BY Draconis, por lo que recibe el nombre, en cuanto a variable, de HH Andromedae. La variación de su brillo es de 0,13 magnitudes.[5]​ Fue la primera estrella en donde las pequeñas variaciones de brillo fueron atribuidas a manchas en su fotosfera (1950).[6]​ Se han notificado posibles períodos de 4,2 y 120 años —así como otros cinco períodos entre 60 y 91 días— que pueden estar causados por la presencia de una acompañante estelar aún no detectada.[4]

Véase tambiénEditar

ReferenciasEditar

  1. Bobylev, V. V. (2010). «Searching for stars closely encountering with the solar system». Astronomy Letters 36 (3). pp. 220-226. 
  2. Littmann, Mark (2004). Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System. Courier Dover Publications. p. 167. ISBN 0-486-43602-0. 
  3. a b c Rojas-Ayala, Bárbara; Covey, Kevin R.; Muirhead, Philip S.; Lloyd, James P. (2012). «Metallicity and Temperature Indicators in M Dwarf K-band Spectra: Testing New and Updated Calibrations with Observations of 133 Solar Neighborhood M Dwarfs». The Astrophysical Journal 748 (2). id. 93. 
  4. a b Ross 248 (Solstation)
  5. HH Andromedae (General Catalogue of Variable Stars)
  6. Lippincott, S. L. (1978). «Astrometric search for unseen stellar and sub-stellar companions to nearby stars and the possibility of their detection». Space Science Reviews 22: 153-189. Bibcode:1978SSRv...22..153L. doi:10.1007/BF00212072.