DEPARTAMENTO DE ASTROFISICA
FACULTAD DE CIENCIAS FISICAS
UNIVERSIDAD COMPLUTENSE DE MADRID
Trabajo de Iniciacion a la Investigacion
Master Interuniversitario de Astrofısica UCM - UAM
Cinematica de las Estrellas con Exoplanetas
Kinematics of Stars with Exoplanets
5 de Julio de 2011
Alumno: Lic. Isaıas Rojas Pena1
Directores: Dr. David Montes2 & Dr. Jose A. Caballero3
1e-mail: [email protected]: [email protected]: [email protected]
ii CINEMATICA DE LAS ESTRELLAS CON EXOPLANETAS
Abstract
In this work we have conducted a detailed study of kinematics of stars with exoplanets. Thestudy focused on the stars with exoplanet confirmed by radial velocity and distance determined byHipparcos. We have collected all the necessary parameters for calculating the Galactic space velocities(U, V,W ), have identified the stars that are potential kinematics members in young moving groupsin the Galactic disk (τ ∼ 10–600 Ma) and, last, analysed their actual membership and youth aftergathering all available information in the literature (lithium, abundance of lithium, rotation, magneticactivity).
Resumen
En este trabajo se ha realizado un estudio detallado de la cinematica de las estrellas con exoplanetas.El estudio se ha centrado en las estrellas con exoplanetas confirmados por velocidad radial y con
distancia determinada por Hipparcos.Se han recopilado todos los parametros necesarios para el calculo de las velocidades galacticas
(U, V,W ), se han identificado las estrellas que son potenciales miembros de grupos jovenes de movi-miento en el disco galactico (τ ∼ 10 − 600 Ma) y por ultimo, se ha analizando la pertenencia real deestas estrellas a los grupos y su edad recopilando toda la informacion disponible en la literatura (litio,abundancia de litio, rotacion, actividad magnetica).
Key words: Planetary systems – Stars: late-type – Stars: activity – Stars: kinematics – Stars: ages– Stars: fundamental parameters.
Palabras clave: Sistemas planetarios – Estrellas: tipo tardıo – Estrellas: actividad – Estrellas: Ci-nematica – Estrellas: edades – Estrellas: parametros fundamentales.
Indice
1. Introduccion 11.1. Metodos de Busqueda de Exoplanetas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.1.1. Movimiento Entorno del Centro de Masas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11.1.1.1. Astrometrıa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21.1.1.2. Velocidad Radial . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.1.2. Fotometrıa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31.1.3. Efectos Gravitacionales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31.1.4. Observacion Directa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.2. Exoplanetas y el Modelo de Formacion Planetaria . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51.3. Grupos Estelares Cinematicos Jovenes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
2. Metodologıa y Analisis 82.1. Actividades a Realizar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82.2. Actualizacion del Fichero de Datos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92.3. Calculo de las Velocidades Galactocentricas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
3. Resultados 11
4. Agradecimientos 13
5. Referencias 13
A. Tablas 17
1 INTRODUCCION 1
1. Introduccion
El objetivo de este trabajo es el de confeccionar una lista de probables estrellas jovenes (i.e., en gruposcinematicos jovenes) con sistemas planetarios. De existir tales estrellas con edades iguales o inferiores aunos 600 Ma, edad a la que el bombardeo pesado tardıo en la Tierra no habıa concluido, plantearıaninteresantes cuestiones sobre la formacion y evolucion de exoplanetas (p.e., cuanto tiempo necesitan lossistemas planetarios para alcanzar una configuracion dinamica estable) y de su deteccion (p.e., en que gradoafecta la actividad estelar en los efectos indirectos del planeta sobre la estrella).
Nos dedicamos entonces, a buscar estrellas candidatas a pertenecer a grupos cinematicos jovenes apartir de estrellas Hipparcos con exoplanetas, que tengan velocidad radial medida.
Antes de detallar la metodologıa haremos una rapida revision de los metodos de deteccion de exoplanetasy la importancia de los exoplanetas para los modelos de formacion planetaria, luego se resume brevementeque son los grupos de movimiento.
1.1. Metodos de Busqueda de Exoplanetas
Los planetas extrasolares o exoplanetas son aquellos que orbitan en torno a otras estrellas distintas alSol y, por ende, forman parte de sistemas planetarios distintos del nuestro.
Estos son extremadamente difıciles de encontrar, ya que en general son muy poco luminosos comparadoscon las estrellas a las cuales orbitan. Por ejemplo, la Tierra es mil millones de veces menos brillante queel Sol. Sin embargo, se han encontrado ingeniosos metodos que permiten descubrirlos sin necesidad deobservarlos directamente, ya sea midiendo los efectos que producen sobre la estrella o sobre la luz de otrasestrellas.
A continuacion nos referiremos a los metodos de busqueda mas utilizados:
1. Movimiento entorno del Centro de Masas
a) Astrometrıa
b) Velocidad radial
2. Fotometrıa (transitos)
3. Efectos gravitacionales (microlentes)
4. Deteccion directa
1.1.1. Movimiento Entorno del Centro de Masas
Figura 1: Movimiento de la Luna y la Tierra en-torno del centro de masas del sistema (marcadocon una ×).
Cuando representamos el movimiento de cuerpos nopuntuales, representamos su trayectoria en un punto geo-metrico, denominado “centro de masas”, que tiene lapropiedad que se comporta, dinamicamente hablando, co-mo si toda la masa estuviera concentrada en el. Para elcaso de un sistema multipartıcula este punto serıa la posi-cion promedio de todas las masas. En cualquier caso, laposicion del centro de masas depende de la distribucion demateria.
Para el caso de un sistema de dos cuerpos, ambos cuer-pos se mueven en torno del centro de masas y no lo hacenuno en torno del otro, este es el caso, por ejemplo, del elsistema Tierra-Luna. El centro de masas se encuentra mascerca del mas masivo, o incluso si el cuerpo es muy masivo,se encontrara en su interior, como ocurre, en general, parael caso de nuestro interes de una estrella con un planeta.Mientras mas masivo es el planeta, el centro de masa delsistema esta mas desplazado del centro de la estrella.
El movimiento del planeta y la estrella en torno delcentro de masas es sincronico (el perıodo de orbita de laestrella es igual al del planeta). Entonces la existencia del
2 CINEMATICA DE LAS ESTRELLAS CON EXOPLANETAS
planeta produce un centro de masas no concentrico a la estrella, por lo que aparentemente oscilara entornode este punto, aunque el planeta no sea visible.
Usando los metodos que evidencien el movimiento de la estrella en torno del centro de masas, se puedeobtener el perıodo de orbita en torno del centro de masa y el radio de la orbita, de forma que usando latercera ley de Kepler se puede obtener la razon de masas del sistema. Los metodos que describiremos acontinuacion intentan evidenciar la oscilacion de la estrella en torno del centro de masas.
El 28 de Junio de 2011 la “Enciclopedia de los Planetas Extrasolares” (http://exoplanet.eu/) informala existencia de 512 planetas candidatos detectados por velocidad radial o astrometrıa en 430 sistemasplanetarios de los cuales 51 sistemas planetarios son multiples.
1.1.1.1. Astrometrıa
Figura 2: Cambio de la posicion de una estrella sobrela esfera celeste producto del movimiento entorno delcentro de masa.
Este metodo mide el cambio de posicion de laestrella (un ligero desplazamiento angular sobre laesfera celeste) en su movimiento en torno del centrode masa. Esta tecnica es sensible a planetas masivosen orbitas cercanas a la estrella y que no se encuen-tren muy lejos del Sol. Tiene la ventaja de permi-tir la determinacion de la masa del planeta y de lainclinacion (i) de la orbita. Mediciones de tipo as-trometrico pueden solo ser realizadas en ausencia deatmosfera, pues en la superficie de la Tierra las es-trellas cambian siempre de posicion debido a la pres-encia de la atmosfera, esto es muy evidente haciael horizonte que se puede evidenciar a simple vistacomo un “titilar de las estrellas”.
Solo desde junio de 2009 se cuenta con losprimeros planetas candidatos descubiertos por astrometrıa.
1.1.1.2. Velocidad Radial
Este metodo mide el desplazamiento de las lıneas espectrales de la estrella cuando se aleja o acerca ensu movimiento en torno del centro de masas. Usando el efecto Doppler se puede obtener la velocidad deacercamiento y alejamiento de la estrella o velocidad radial (componente de la velocidad en direccion de laTierra).
Figura 3: Usando el efecto Doppler, se mide la variacionde la velocidad radial de la estrella. Creditos ESO.
Cuando la estrella se acerca, se produce el des-plazamiento de sus lıneas espectrales hacia el azul, sise aleja el desplazamiento es hacia al rojo. Con ellose calcula la variacion de la velocidad radial de laestrella. Este metodo ha sido hasta el momento, elmas exitoso en la busqueda de nuevos planetas.
Si observaramos el Sol desde otro sistema estelarevidenciarıamos oscilaciones muy pequenas productoque Jupiter y Saturno han desplazado levemente elcentro de masa del centro del Sol. Las oscilacionesserıan con perıodos de unos 12 anos debido a Jupitery de unos 30 anos debido a Saturno.
Los planetas de tipo terrestre, son muy poco ma-sivos para producir variaciones de velocidad radialmedibles con la tecnologıa actualmente disponible.Mientras menos masa tenga el planeta, mas precision requieren los instrumentos para detectar las oscila-ciones. Por ejemplo, Jupiter requiere instrumentos con precision de unos 10
[m s−1
]. Esta velocidad es
del orden de la velocidad de caminata de una persona, lo cual es muy difıcil de detectar en una estrella,sobre todo considerando las grandes distancias a las que estas se encuentran. Saturno requiere instrumen-tos con precision de unos 3
[m s−1
]; Urano y Neptuno del orden de 1
[m s−1
]; pero la Tierra requerirıa
instrumentos con precision del orden de 10[cm s−1
].
1 INTRODUCCION 3
1.1.2. Fotometrıa
Figura 4: Transito y ocultacion planetario, y la curvade luz de la estrella HD 189733b obtenida por Knutsonet al. (2007).
Este metodo mide el cambio de luminosidadcuando un planeta transita frente a su estrella desdenuestra lınea de vision. Esto solo se puede observarsi el planeta tiene un plano de orbita que permitadesde nuestra posicion, el transito.
A partir de la curva de luz (figura 4) puede de-ducirse el tamano del planeta, ademas los planetasque realizan transitos permiten usar el metodo dela velocidad radial, que permite calcular las masas,ası utilizando ambos metodos se puede determinar ladensidad del planeta, y con ello obtener informacionacerca de su estructura interna, por ejemplo si es detipo gaseoso o rocoso.
Como se puede observar de la curva de luzmostrada en la figura 4, la deteccion de un planetaque realice transitos y ocultaciones requiere instru-mentos capaces de detectar variaciones en luminosi-dad del orden del 2 %. Para que un planeta produzcaesta variacion en luminosidad se requiere que sea unplaneta de gran tamano relativo y/o ademas tengaorbitas muy proximas a la estrella. Por lo que hastael momento, la tecnica ha permitido detectar plane-tas de gran tamano y en orbitas cercanas a la estrella.Sin embargo, gracias al telescopio espacial CoRoT y Kepler, a partir del ano 2007 y 2010, respectivamente,se ha logrado la deteccion de planetas rocosos que transitan frente a su estrella, aunque con masas mayoresa la de la Tierra, las denominadas “supertierras”.
Para ilustrar la dificultad inherente del metodo, los astrofısicos intentan medir algo equivalente a ladisminucion de la luminosidad de un faro a 100 [km] de distancia cuando un mosquito pasa delante de el.
Por ejemplo, usando metodos transitos y velocidades radiales, se ha calculado que el planeta HD 209458b (el primero descubierto por el metodo de transitos) tiene una densidad media de 0,2
[g cm−3
], el menos
denso conocido hasta el momento, menor que el menos denso del sistema solar: Saturno. En el caso opuestoHD 149026 b, posee un nucleo solido de unas 70 veces la masa de la Tierra.
Es importante mencionar que no solo el transito de un planeta puede producir una disminucion dela luminosidad de una estrella, esta tambien pude ser producida por actividad estelar como manchasfotosfericas. De hecho se han anunciado y/o publicado falsos positivos que han resultado por ejemplo sermanchas estelares, por lo que las tecnicas se han tenido que refinar para discriminar cuando efectivamentese esta en presencia de un exoplaneta.
1.1.3. Efectos Gravitacionales
Figura 5: Una estrella que pasa frente de una estrella lejana, en vezde producir una disminucion en el brillo de esta, puede actuar comouna lente y dirigir los rayos de luz procedentes de la estrella lejana,concentrandolos hacia nuestro planeta.
El metodo usa, para observarplanetas extrasolares, un fenomenopredicho por la teorıa general de larelatividad : los “microlentes gravita-cionales”. El efecto de lente gravita-cional ocurre cuando la luz de una es-trella pasa por las inmediaciones deun cuerpo. Su masa desvıa la luz ha-cia dicho objeto. Este hecho ha sidocomprobado en eclipses de Sol y lentesgravitacionales con galaxias actuandoa modo de lentes.
En el caso de los planetas extrasolares, una estrella es el cuerpo que actua como lente al interponerseentre la Tierra y una estrella mas lejana y brillante.
4 CINEMATICA DE LAS ESTRELLAS CON EXOPLANETAS
Figura 6: Si la estrella lente posee un exoplaneta, estepuede evidenciarse si produce una pequena variacion enel brillo de la estrella lejana cuya luz ya ha sido au-mentada por la estrella lente. El planeta no se obser-va e incluso ni siquiera la estrella lente que orbita, solovemos el efecto de su gravedad en la pequena micro-lente que produce. Esto es justamente lo que se obser-va en la curva de luz de OGLE-2005-BLG-390. Fuente:http://www.eso.org/public/images/eso0603b/
Para que el metodo funcione, los tres objetostienen que estar casi perfectamente alineados. Si nose produce una alineacion perfecta, no hay forma dedescubrir el planeta con este metodo. El principalinconveniente es que las posibles detecciones no sonrepetibles, por lo que el planeta ası descubierto de-berıa ser estudiado adicionalmente por algun otrometodo. En principio si las observaciones se repi-tiesen, se podrıa obtener la relacion entre la masadel planeta y la masa de la estrella que actua comolente, para luego calcular la masa del planeta.
Las observaciones pueden ser realizadas desde lasuperficie terrestre y sin la necesidad de grandes te-lescopios, por ello es una tecnica de menor costo.
Este metodo solo permite detectar planetas situ-ados a distancias de 1 a 4 [UA] de la estrella, en ladenominada “zona de microlente”.
Esta tecnica permite tambien encontrar enanasmarrones y es una de las pocas, en la actualidad,capaz de detectar planetas similares a la Tierra.
1.1.4. Observacion Directa
Figura 7: Mosaico obtenido con el telescopio espacialHubble usando la tecnica de coronografıa. Se puede ob-servar con claridad el disco de polvo que rodea a Foma-lhaut. El diminuto punto de luz ampliado en el cuadrode la esquina inferior derecha es el planeta denomina-do como Fomalhaut b, es aproximadamente tres vecesmas masivo que Jupiter y que orbita Fomalhaut a unadistancia de 17.200 millones de kilometros, casi catorceveces la distancia que separa a Jupiter del Sol. Creditos:NASA/ESA & Kalas et al. (2008).
Aunque la avalancha de descubrimientos de estosultimos anos puede hacer pensar que es facil detec-tar planetas extrasolares, no es precisamente ası, yaque son muy pequenos y poco luminosos comparadoscon las estrellas a las cuales orbitan. Por ejemplo, laTierra es mil millones de veces menos brillante queel Sol. Aun ası, el desarrollo de nuevas tecnologıasy de los telescopios espaciales han permitido encon-trar un gran numero de ellos, pues aunque la razonde brillo es desfavorable en el rango visible, es algomas favorable en el infrarrojo, pues una estrella tıpi-ca es “solo” 1 millon de veces mas brillante que unplaneta.
Para la observacion directa se usan varias tecni-cas, una de ellas es la tecnica de coronografıa, queconsiste en cubrir la emision de una fuente brillan-te, en este caso de la estrella, de modo que puedandetectarse companeras debiles o planetas. Este ocul-tamiento se consigue con una mascara de baja reflec-tividad con una porcion de campo cubierto por unamascara de ocultacion.
La deteccion directa de la luz reflejada por losplanetas aporta datos para conocer la composicionde sus atmosferas, nubes e incluso informacion acercade la superficie.
Para conseguir observar los planetas extrasolares,se requiere mejorar el poder de resolucion de los telescopios terrestres, eso se consigue a traves de la tecnicade interferometrıa, que emplea varios telescopios que esten perfectamente sincronizados. Esta tecnica seusa en radioastronomıa desde hace varias decadas, pero su aplicacion al rango visible requiere una mayorprecision en la sincronizacion de los aparatos. De cualquier forma, sabemos que el aumento de resolucion delos telescopios terrestres no necesariamente conlleva una mejor resolucion, pues no trabajan a la resolucionteorica sino que estan limitados, debido a los efectos de la turbulencia atmosferica, al valor del “seeing”en el momento de la observacion. Esto es subsanado con las tecnicas de optica adaptativa que compensanparcialmente en tiempo real los frentes de onda y, en un sistema de lazo cerrado, se modifica la forma deun espejo deformable para compensar y corregir, con un pequeno desfase, el efecto de las turbulencias.
1 INTRODUCCION 5
Figura 8: Derecha: Usando la tecnica de anulamiento,se descubrio que la joven estrella HR8799 de unos 100millones de anos que dista unos 130 anos luz del sis-tema solar, posee un sistema planetario multiple. Lostres planetas denominados con las letras d, c y b poseenmasas entre 5 y 13 MJ y que orbitan HR8799 a 24, 38 y68 [UA] respectivamente. Creditos: Marois et al. (2008),NRC Canada.
Los interferometros ademas de dar una muy bue-na resolucion angular, se pueden usar para interferirdestructivamente la luz que procede del centro delcampo, esto es literalmente “apagar” o anular la luzde la estrella, mientras que el resto de la luz se sigueobservando normalmente.
En la actualidad los telescopios terrestres quecuentan tanto con interferometrıa como con opticaadaptativa son los telescopios Keck, el LBT y el VLT.
En 2004 se obtuvo con el VLT, de la ESO, laprimera fotografıa directa de un planeta extrasolarorbitando alrededor de la enana marron 2M1207 queesta a 230 anos luz del Sol. A fines de 2008, tresgrupos independientes obtuvieron imagenes directasde planetas entorno de estrellas jovenes:
Usando el telescopio espacial Hubble, se encon-tro un planeta entorno de la joven estrella detipo espectral A Fomalhaut, ubicada a 25 anosluz del Sistema Solar. Auncio: 13 de noviembrede 2008.
Usando los telescopios Keck y Gemini Norte,se encontraron planetas entorno de la joven es-trella HR8799 de tipo espectral A, ubicada a140 anos luz del Sistema Solar. Auncio: 13 denoviembre de 2008.
Usando el VLT, se estudio el disco protoplan-etario de β pictoris, una joven estrella de tipoespectral A, ubicada a 63 anos luz del SistemaSolar. A traves de imagenes directas se ha en-contrado un candidato a planeta que habıa sidopredicho teoricamente. Auncio: 21 de noviem-bre de 2008.
Figura 9: El famoso disco protoplanetario de la estrellaBeta Pictoris que dista 70 anos luz del Sistema Solar,posee anillos circumestelares de polvo de silicato, a 6,16, y 30 [UA] que podrıa explicarse por la presencia deun planeta gaseoso de 2 a 5 MJ a unas 10 [UA] de laestrella. Usando VLT dieron con debil punto de luz aunas 8 [UA] de la parte central del disco, su perıodoorbital es de 16 anos y debe poseer unas 8 veces la masade Jupiter. Creditos: ESO & Lagrange et al. (2009).
Lo que ha resultado mas exitoso hasta el mo-mento, es el uso de telescopios espaciales, ya seaen el visible o en el infrarrojo, pero claramente es-ta opcion es la mas costosa. El Hubble ha aporta-do grandemente al descubrimiento y caracterizacionde planetas extrasolares, pero solo del tipo Jupiterescalientes. Por otra parte el telescopio espacial CoRoTha sido disenado para realizar fotometrıa de alta pre-cision, y su mision principal es medir las pulsacionesde las estrellas (astrosismologıa), pero la fotometrıade alta precision tambien le permite encontrar plane-tas alrededor de otras estrellas con tamanos similaresa la Tierra.
1.2. Exoplanetas y el Modelo de For-macion Planetaria
La teorıa de formacion del sistema solar aplicadaa otros sistemas planetarios predice que alrededor delas estrellas como el Sol deberıan formarse planetascon masas con rangos comprendidos entre las de laTierra a Neptuno. En las enanas de tipo tardıo, que son las mas abundantes de nuestra galaxia, deberıanformarse a una distancia entre una y diez unidades astronomicas.
6 CINEMATICA DE LAS ESTRELLAS CON EXOPLANETAS
El descubrimiento de planetas extrasolares ha mostrado que un numero importante de ellos poseeperıodos orbitales muy cortos y orbitas muy cercanas a su respectivas estrellas. Estos planetas, denominados“Jupiteres calientes”, no son explicados aplicando la teorıa estandar de formacion del sistema solar, dehecho, hasta el momento muy pocos planetas (por ejemplo: OGLE-2005-BLG-390Lb) son consistente conesta teorıa.
Los Jupiteres calientes pueden estar tan cerca de sus estrellas que pueden ser evaporados o literalmentetragados por ellas. Este es el caso de HD 209458 b, el que lentamente se esta evaporando debido a sucercanıa a la estrella. Otro caso es el de HD 82943, una estrella tipo solar en la constelacion de Hidra, ensu atmosfera se detecto evidencia de un isotopo raro de litio 6 que se consume rapidamente por reaccionesnucleares durante los primeros estadios de la estrella. La unica forma plausible que pudiera aparecer es quematerial del tipo planetario cayo en la estrella, despues que se formo totalmente y sus capas interiores sehan asentado en su configuracion final. Uno o mas planetas gigantes sumando unas dos masas de Jupiterhabrıan caıdo aunque tambien podrıa ser un planeta terrestre con tres veces la masa de la Tierra o asteroidesy cometas que sumen esa misma masa.
La estrella HD 82943 es una estrella mas vieja que el Sol y se encuentra a 90 anos luz de distancia. Ya seconocıan dos planetas gigantes orbitandola. La posibilidad que HD 82943 se haya tragado un tercer planeta,o partes de uno, no es una gran sorpresa. Los modelos teoricos de formacion de sistemas planetarios admitenque los planetas adquieran orbitas espirales rumbo a la estrella, cuando todavıa se encuentran dentro delmasivo disco de gas y polvo que los formo.
En la actualidad se cree que la formacion de jupiteres calientes se produce en orbitas mas externas yse producirıa una “migracion temprana” hacia las orbitas interiores. Esta migracion esta determinada porla interaccion gravitatoria con el disco circumestelar de material en el que se forma el planeta.
1.3. Grupos Estelares Cinematicos Jovenes
Los grupos cinematicos estelares son grupos de estrellas cinematicamente coherentes que pueden, enparte, tener un origen comun: evaporacion de un cumulo abierto, remanentes de regiones de formacionestelar o superposicion de varios pequenos brotes de formacion estelar de diferentes epocas en celdasadyacentes del campo de velocidades.
Un grupo de movimiento es un grupo de estrellas del entorno solar que comparten un movimiento comun
Figura 10: Mapa completo del cielo, que muestra las estrellas de cumulos y asociaciones, cuyas velocidades radialesse determinaron astrometricamente de los datos de Hipparcos. La forma de los sımbolos identifican los diferentescumulos; los tamanos denotan la magnitud aparente Hp (∼ mV ), mientras que los colores denota B − V (noteseque algunos grupos estan dominadas por estrellas muy azules). Fuente: Madsen et al. (2002).
1 INTRODUCCION 7
y que pueden distribuirse sobre toda la esfera celeste (figura 10). El concepto de grupo de movimiento fueintroducido por Olin Eggen en una serie de artıculos publicados a lo largo de varias decadas (Eggen 1960,1965, 1994, 1996) inspirado en que en el entorno solar hay grupos de estrellas jovenes que compartenmovimiento con ciertos cumulos abiertos.
De la teorıa de formacion estelar, sabemos que de una misma nube de gas y polvo se forman estrellas queforman cumulos con una edad, posicion y velocidad bien definidas, teniendo estas estrellas movimientosaleatorios relativamente pequenos. Con el tiempo, el cumulo evoluciona, dispersandose producto de larotacion galactica y/o de procesos de calentamiento del disco, que incrementan la dispersion de velocidadesde las estrellas debido a diversos mecanismos de aceleracion gravitacional (como por ejemplo el encuentrocon nubes moleculares gigantes).
Un grupo de movimiento puede ser parte de un supercumulo. Un supercumulo es un conjunto deestrellas no ligadas gravitacionalmente, que pueden ocupar grandes regiones de la galaxia, que compartenuna misma cinematica. El origen de estos supercumulos puede ser por la dispersion o evaporacion de uncumulo abierto o de aglomeraciones estelares de mayor tamano, como complejos estelares o fragmentos debrazos espirales.
Los principales ejemplos de supercumulos son el supercumulo de las Hıades (asociado al cumulo delas Hıades) y el supercumulo de Sirio (asociado con el grupo Ursa Major), ası como el grupo cinematicojoven de las Pleyades, tambien llamado Asociacion Local, asociado con un cierto numero de cumulos yasociaciones jovenes, como las Pleyades o Scorpius-Centaurus, entre otros (ver tabla 1).
Por otra parte, estos grupos de movimiento, aunque en general estan constituidos por estrellas de tiposespectrales tempranos, pueden tener tambien una parte significativa de estrellas jovenes de tipos mas tardıos(Montes et al. 2001). Tambien se ha evidenciado, en algunos casos, una mezcla de poblaciones de diferentesedades que pertenecen al mismo grupo de movimiento. Esto podrıa ser el resultado de la superposicion devarios cumulos con diferentes edades.
Debido a que las estrellas que componen los grupos de movimiento comparten un movimiento comun,ocupan una region pequena en el espacio de velocidades (figura 11), pues mantienen la firma cinematicade su nacimiento. Ademas, al observar con mayor resolucion el espacio de velocidades, se aprecian nuevasestructuras mas finas que pueden relacionarse en algunos casos con cumulos abiertos o asociaciones yaconocidas.
En las graficas UVW las estrellas jovenes del disco se encuentran en una region al interior de: −50 <U < 20, −30 < V < 0, −25 < W < 10. La region exacta (Eggen 1984 & 1989) esta delimitada por laslıneas punteadas que se muestran en la figura 11.
Figura 11: Planos UV y WV (diagramas de Boettlinger) en la region de estrellas jovenes del disco. Las cruces estancentradas en cinco grupos estelares cinematicos, los otros sımbolos representan otros grupos estelares cinematicosy subestructuras. Las lıneas punteadas encierran la regionde las estrellas jovenes del disco. Fuente: Montes et al.(2001).
8 CINEMATICA DE LAS ESTRELLAS CON EXOPLANETAS
En este trabajo, nos centraremos en cinco de los mas jovenes y mejores documentados grupos ci-nematicos estelares: la Asociacion Local (grupo de movimiento Pleyades), supercumulo IC 2391, grupode movimiento Castor, grupo Ursa Major (supercumulo Sirius), y supercumulo Hıades. Las principalescaracterısticas de estos grupos cinematicos estelares estan resumidos en la tabla 1. En ella se listan losnombres, las velocidades galactocentricas (U, V,W ), la velocidad total (VT ), y las coordenadas (A,D) delpunto de convergencia (P.C.).
Nombre Cumulo(s) Edad U, V,W VT P.C.
[Ma] [km s−1] [km s−1](h,◦)
Asociacion Local (LA) Pleyades, α Per, M34, 20-150 -11.6, -21.0, -11.4 26.5 (5.98, -35.15)
(grupo de mov. Pleyades) δ Lyr, NGC 2516, IC 2602
Supercumulo IC 2391 IC 2391 35-55 -20.6, -15.7, -9.1 27.4 (5.82, -12.44)
Grupo de mov. Castor 200 -10.7, -8.0, -9.7 16.5 (4.75, -18.44)
Grupo Ursa Major Ursa Major 300 14.9, 1.0, -10.7 18.4 (20.55, -38.10)
(supercumulo Sirius)
Supercumulo Hyades Hyades, Praesepe 600 -39.7, -17.7, -2.4 43.5 (6.40, 6.50)
Tabla 1: Principales grupos jovenes de movimiento. Fuente: Montes et al. (2001).
2. Metodologıa y Analisis
2.1. Actividades a Realizar
La primera parte de este trabajo consiste en actualizar un fichero de datos confeccionado en 2009(Montes et al. 2009 & Caballero et al. 2010) que se utiliza de entrada para calcular las velocidades galac-tocentricas UVW . Este fichero inicial incluye las siguientes columnas:
1. HIP: numero del catalogo de Hipparcos,
2. ra: ascension recta (J2000)
3. de: declinacion (J2000)
4. Vr y eVr: velocidad radial y su error en [km/s]
5. plx y eplx: paralaje y su error en [mas]
6. pmra y epmra: movimiento propio en ra y su error en [mas/a]
7. pmde y epmde: movimiento propio en de y su error en [mas/a]
8. ref Vr: referencia de donde se ha obtenido la velocidad radial.
La actualizacion se compone de solo dos fases:
1. Revisar todas las velocidades radiales y verificar si hay mejores valores que lo que tenıa el fichero.
2. Ampliar la lista con estrellas Hipparcos con nuevos exoplanetas descubiertos desde que se confeccionoel fichero en 2009.
Una vez terminada la actualizacion, se calcularan las velocidades UVW y se analizaran los resultadosde pertenencia a grupos. Para el grupo de reducido de posibles miembros se han recopilado la informaciondisponible en la literatura con el fin de confirmar su edad con diferentes metodos espectroscopicos dedeterminacion de edad en estrellas frıas (abundancia de litio, rotacion, actividad magnetica).
2 METODOLOGIA Y ANALISIS 9
Figura 12: Vista del fichero original con las 8 columnas.
2.2. Actualizacion del Fichero de Datos
El fichero original (ver figura 12) a actualizar contenıa datos de 227 estrellas. He revisado para ca-da estrella en todos los artıculos posibles (en total varios centenares), los parametros orbitales obtenidosde la curva de velocidades radiales, en particular se necesita encontrar la velocidad del centro de masas,comunmente designada por el valor γ que resulta del ajuste orbital. En el caso de sistemas multiples,resulto frecuente encontrar datos mas precisos que los que tenıa el fichero original, debido a la adicion denuevos exoplanetas descubiertos para una misma estrella que ya poseıa uno o varios exoplanetas conocidos.En ocasiones se encontraron varios valores para la velocidad de centro de masas obtenidos con diferen-
Figura 13: Vista del fichero actualizado de entrada para el calculo de UVW .
10 CINEMATICA DE LAS ESTRELLAS CON EXOPLANETAS
tes instrumentos (por ejemplo HARPS, CORALIE & ELODIE ) en ese caso anotamos todos los valoresutilizando el que tuviera menor error. Por otro lado, es bastante frecuente que los investigadores de gru-pos estadounidenses y sus colaboradores no indiquen el valor γ, incluso restan dicho valor a los datosde velocidad radial (tanto en las tablas como en las curvas de Vr). Esto ha sido un gran problema yaque para dichas estrellas que no tuvieran mediciones por otros grupos independientes (como los gruposeuropeos) se debio recurrir a otros artıculos que no corresponden a exoplanetas (por ejemplo: Nidever etal. 2002, Nordstrom et al. 2004, Valenti & Fisher 2005, Famaey et al. 2005, Soubiran et al. 2008, Fran-cis et al. 2009) y/o bases de datos, por ejemplo: SIMBAD (http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/), NASAStar and Exoplanet Database (NStED, http://nsted.ipac.caltech.edu/index.html) & Geneva Observatorydata (http://www.exoplanets.ch), para obtener los valores de velocidad radial, las que son bastante menosprecisas (errores mayores a dos, tres o mas ordenes de magnitud respecto de los valores obtenidos por medi-ciones en descubrimientos de exoplanetas). En todos los casos se trataron de obtener la mayor cantidad defuentes de velocidades radiales para comparar y tener la certeza de que los valores que se han encontradoson consistentes con los obtenidos por otros grupos.
Esta primera parte ha requerido muchas horas de trabajo, y la segunda, la ampliacion, tambien, aunqueun poco menos. Como resultado se ha obtenido un fichero actualizado con 262 estrellas Hipparcos conexoplanetas y velocidades radiales medidas de un total de 298 estrellas (al 28 de junio de 2011) Hipparcoscon exoplanetas descubiertos o confirmados a traves de velocidades radiales, lo que equivale al 87,92 % deestas estrellas.
Es importante destacar que esta recopilacion de velocidades radiales (Tabla 2), es la mas precisa quese ha confeccionado para estrellas con exoplanetas.
En el proceso, hemos descartado 8 estrellas Hipparcos con planetas descartados y 48 estrellas, que sibien tenıan mediciones precisas de velocidades radiales, no eran estrellas del catalogo Hipparcos (Tabla 3).En total 132 estrellas con exoplanetas descubiertos o confirmados a traves de velocidades radiales no sonestrellas Hipparcos y de ellas para 46 estrellas hemos encontrado valores de velocidades radiales del centrode masas, de las cuales 29 estan en el catalogo TYC.
En resumen, hemos recopilado valores precisos de velocidades radiales para 308 estrellas con exoplanetas,lo que corresponde al 71,63 % del total de estrellas indicadas el 28 de Junio de 2011 en la “Enciclopedia delos Planetas Extrasolares” como candidatos detectados por velocidad radial o astrometrıa.
Finalmente, los datos astrometricos de cada estrella (plx, pmra, pmde y sus errores) se tomaron de laactualizacion de HIP (van Leeuwen, 2007).
2.3. Calculo de las Velocidades Galactocentricas
Comenzaremos por describir el metodo dado por Johnson & Soderblom (1987) para el calculo de lascomponentes de la velocidad en coordenadas galacticas (U, V,W ) para cada estrella y su respectivo error.
Las componentes (U, V,W ) se obtienen a partir de su distancia, movimiento propio y velocidad radial,por la transformacion: U
VW
= B
Vrkµαrkµδr
(1)
donde Vr es la velocidad radial de la estrella en [km s−1], r es su distancia en [pc] y µα, µδ son losmovimientos propios en ascension recta y declinacion, respectivamente, en [mas ano−1]. k = 4,74057 es elequivalente en [km s−1] de una unidad astronomica en un ano tropico. B es la matriz transformacion, quepuede ser escrita como B = TA, donde:
T =
sin θ0 cos θ0 0cos θ0 − sin θ0 0
0 0 1
− sin δPNG 0 cos δPNG0 −1 0
cos δPNG 0 sin δPNG
sinαPNG cosαPNG 0cosαPNG − sinαPNG 0
0 0 1
(2)
A =
cosα cos δ sinα cosα sin δsinα cos δ cosα sinα sin δ
sin δ 0 cos δ
(3)
donde αPNG = 12h51m26s,2755 y δPNG = 27◦7′41′′,704 son las coordenadas ecuatoriales del polo nortegalactico en el sistema J2000.0 (Murray 1989), θ0 = 123◦ es la longitud galactica del Polo Norte Celeste yα y δ son las coordenadas ecuatoriales de la estrella.
De este modo U , V y W forman un triedro directo, siendo positivas en la direccion del centro galactico,de la rotacion galactica y del polo norte galactico.
3 RESULTADOS 11
Para estimar la incertidumbre de las componentes de la velocidad se calculan sus varianzas. Puesto quelos movimientos propios y las distancias, obtenidas a partir de la paralaje trigonometrica, provienen delcatalogo de Hipparcos, y las velocidades radiales provienen de fuentes diversas, podemos considerar que nohay correlacion entre ellas, por lo que la varianza esta dada por:
σ2F (x,y,z) =
(∂F
∂x
)2
σ2x +
(∂F
∂y
)2
σ2y +
(∂F
∂z
)2
σ2z (4)
Suponiendo que las matrices T y A no introducen error en las velocidades, que solo contribuyen Vr,µα, µδ y r, y aplicando esta formula a la ecuacion 1 se obtiene:σ2
U
σ2V
σ2W
= C
σ2Vr
(kr)2σ2µα + (kµα)
2σ2r
(kr)2σ2µδ
+ (kµδ)2σ2r
+ 2µαµδk2σ2r
b12b13b22b23b32b33
(5)
donde los elementos de la matriz C estan dados por los cuadrados de los elementos de B: cij = b2ij paratodo i, j.
Para el calculo de las velocidades se han usado las modificaciones introducidas al metodo Johnson &Soderblom por Montes et al. (2001) para utilizar las coordenadas J2000 en vez de coordenadas J1950.Ademas, para el calculo de los errores, se ha usado la matriz de covariancia completa debido a la posiblecorrelacion entre los parametros astrometricos. En cualquier caso, las diferencias que se obtienen de estaforma y haciendo cero las covarianzas es muy pequena.
3. Resultados
El primer resultado de este trabajo es la compilacion mas precisa de velocidades radiales que existepara estrellas Hipparcos con exoplanetas (Tabla 2).
El segundo resultado es el calculo las velocidades (U, V,W ) (Tabla 4), por el procedimiento explicadoanteriormente para el calculo de las velocidades galacticas (Montes et al. 2001), ademas con los valorescalculados de las velocidades (U, V,W ) se estudia la posible pertenencia a grupos estelares cinematicosjovenes (LA, HS, UMa, IC y Cas), estrellas jovenes del disco (YD) y estrellas fuera de la region YD.
Con los valores obtenidos de UVW se construyen los diagramas UV y WV (figura 14) y se seleccionanlas estrellas huespedes de exoplanetas que quedan dentro de la region UV de las estrellas jovenes del disco.Para la seleccion en cada grupo de movimiento se hace considerando una dispersion del orden del 10-15[km s−1
]en torno al valor central de cada grupo (ver cırculos en figura 14).
Figura 14: Diagramas UV y WV de estrellas huespedes de exoplanetas en la region de las estrellas jovenes deldisco. Los diferentes sımbolos indican los candidatos de distintos grupos de movimiento. Se ha marcado con cırculosel radio de seleccion en velocidad utilizado para tres de los grupos jovenes.
12 CINEMATICA DE LAS ESTRELLAS CON EXOPLANETAS
Figura 15: Diagramas UV y WV de estrellas huespedes de exoplanetas en todo el rango de velocidades galacticas.Se ha marcado la posicion de algunos grupos de movimiento mas viejos. La lınea punteada es el elipsoide develocidades determinado por Francis & Anderson (2009) para eliminar estrellas de alta velocidad.
La estrellas que se encuentran en la region UV de las estrellas jovenes del disco son posibles miembrosde grupos. En total hemos obtenido:
Estrellas jovenes del disco (YD, young disk): 20 candidatos
Estrellas fuera de la region de YD (nYD): 191
Asociacion Local (LA, Local Association): 16 candidatos
Supercumulo Hıades (HS, Hyades Supercluster): 18 candidatos
Grupo Ursa Major (UMa): 6 candidatos
Supercumulo IC2391 (IC): 5 candidatos
Grupo de movimiento Castor (Cas): 6 candidatos
De estos candidatos (YD, LA, HS, UMa, IC & Cas) se ha recopilado la informacion relativa a indicadoresde edad, la actividad y el litio. Estos resultados han quedado fuera de este trabajo, un resultado parcial deesto se muestra en la tabla 5, y los resultados finales seran publicados en un artıculo que esta en preparacion:“Exoplanet host stars in young moving groups”.
De los resultados preliminares podemos mencionar:
ι Hor (HIP 12653): Es una estrella que cinematicamente es candidata al Supercumulo de las Hıades,y recientemente se confirmo por astrosismologıa (Vauclair et al. 2008) que proporciona una edad muyprecisa (τ < 1,0 Ga) su pertenencia al Supercumulo de la Hıades.
HD 209458 (HIP 108859): Cinematicamente es candidato a miembro de la Asociacion Local (LA)τ ∼ 20 − 150 Ma, sin embargo, otros indicadores de indicadores de edad (Li I, rayos X, logR′HK ,posicion en diagrama H-R y comparacion isocronas, etc.) indican que no puede ser tan joven.
De las candidatas a estrellas jovenes, no todas son realmente estrellas jovenes, otros indicadores de edadmuestran que en grupos jovenes como la LA el porcentaje de contaminacion por estrellas viejas puede serdel orden del 30 % (Lopez-Santiago et al. 2009), pero en grupos menos jovenes es mas difıcil de cuantificary puede llegar a ser del 75 % (Maldonado et al. 2010), por ejemplo, Tabernero et al. (2010) han encontradopor otros metodos basados en las abundancias (chemical tagging) un 60 % de contaminantes para el casode las Hıades.
REFERENCIAS 13
4. Agradecimientos
Quisiera agradecer al Gobierno de Chile por otorgarme el financiamiento, a traves de la beca Presidentede la Republica, para cursar el Master Interuniversitario de Astrofısica en las Universidades Complutensey Autonoma de Madrid, a la Universidad Tecnica Federico Santa Marıa (Chile), en particular al Depar-tamento de Fısica, por patrocinar mi candidatura a esta beca. Quisiera tambien agradecer al Dr. JoseCaballero y al Dr. David Montes por ofertarme este trabajo de investigacion y permitirme iniciar el caminode la investigacion cientıfica bajo su supervision.
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A. Tablas
Tabla 2: Velocidades Radiales para estrellas Hipparcos con Exopla-netas.
Nombre HIP HD γ[km s−1
]Referencia γ
522 142 5,3 ± 0,3 Nordstrom et al. 20041292 1237 −5,806 ± 0,003 Naef et al. 20011692 1690 18,23 ± 0,03 Moutou et al. 20111931 2039 8,4 ± 0,2 Nordstrom et al. 20042247 3,0260 ± 0,0012 Moutou et al. 20092350 2638 9,6279 ± 0,0003 Moutou et al. 2005
54 Psc A 3093 3651 −33,42 ± 0,16 Francis et al. 20093391 4113 4,874 ± 0,005 Tamuz et al. 20083479 4208 56,2 ± 0,2 Nordstrom et al. 20043497 4308 95,2457 ± 0,0002 Udry et al. 20063502 4203 −14,2 ± 0,2 Francis et al. 20095054 6434 23,023 ± 0,001 Mayor et al. 20045158 14,88 ± 0,14 Lo Curto et al. 20105301 6718 34,7509 ± 0,0013 Naef et al. 20106379 7924 −22,85 ± 0,10 Soubiran et al. 20086511 8535 2,4588 ± 0,0008 Naef et al. 20106643 8574 18,919 ± 0,002 Perrier et al. 20037245 9446 21,715 ± 0,005 Hebrard et al. 2010
υ And A 7513 9826 −28,655 ± 0,002 Naef et al. 20047599 10180 35,52981 ± 0,00012 Lovis et al. 2011
q01 Eri 7978 10647 27,679 ± 0,0008 www.exoplanets.ch109 Psc 8159 10697 −46,6 ± 0,1 Nordstrom et al. 2004
8770 11506 −8,1 ± 1,1 Nordstrom et al. 2004η02 Hyi 8928 11977 −18,01 ± 0,10 Setiawan et al. 2005
9094 11964 −8,2 ± 0,1 Valenti et al. 20059683 12661 −52,2 ± 0,1 Francis et al. 200910085 25,39 ± 0,28 Famaey et al. 200510138 13445 56,57 ± 0,01 Queloz et al. 2000
79 Cet A 12048 16141 −51,2 ± 0,1 Francis et al. 200930 Ari B 12184 16232 17,20 ± 1,80 Nordstrom et al. 2004λ02 For 12186 16417 10,6 ± 0,2 Nordstrom et al. 2004
12191 16175 21,4 ± 0,3 Nordstrom et al. 200481 Cet 12247 16400 8,77 ± 0,01 Soubiran et al. 2008
12638 16760 −4,2 ± 0,2 Nordstrom et al. 2004ι Hor 12653 17051 16,908 ± 0,001 www.exoplanets.ch
CD–36 1052b 13044 304,7 ± 0,80 Roederer et al. 201013192 17156 −3,15 ± 0,20 Barbieri et al. 2009
94 Cet A 14954 19994 19,335 ± 0,001 Mayor et al. 200415323 6,450 ± 0,002 www.exoplanets.ch15527 20782 39,5 ± 0,2 Nordstrom et al. 200415578 20868 46,245 ± 0,0003 Moutou et al. 2009
ε Eri 16537 22049 16,15 ± 0,10 Francis et al. 200917054 23127 21,9 ± 0,1 Valenti & Fischer 200517096 23079 0,5 ± 0,2 Nordstrom et al. 200417187 22,1 ± 4,8 Francis et al. 200917747 23596 −10,099 ± 0,002 Perrier et al. 200318387 25171 43,6 ± 0,01 Moutou et al. 2011
ε Ret A 19921 27442 29,30 ± 0,74 Francis et al. 200920277 27894 82,9023 ± 0,0003 Moutou et al. 200520606 28254 −9,315 ± 0,002 Naef et al. 201020723 28185 50,251 ± 0,007 Santos et al. 2001
18 CINEMATICA DE LAS ESTRELLAS CON EXOPLANETAS
Tabla 2: continuacion.
Nombre HIP HD γ[km s−1
]Referencia γ
ε Tau A 20889 28305 38,15 ± 0,21 Famaey et al. 200521932 285968 26,4105 ± 0,0004 Forveille et al. 200922336 30562 77,0 ± 0,1 Nordstrom et al. 200422627 −9,1 ± 0,5 Montes el al. 200122826 31253 3,8 ± 0,5 Nordstrom et al. 200423889 33283 4,1 ± 0,2 Nordstrom et al. 200423926 44,2 ± 0,001 Moutou et al. 201124003 32518 −7,02 ± 0,35 Famaey et al. 200524681 34445 −79,4 ± 0,4 Nordstrom et al. 200425110 33564 0,107 ± 0,006 Galland et al. 200525191 290327 29,559 ± 0,003 Naef et al. 201026380 61,3 ± 0,2 Nordstrom et al. 200426381 37124 −23,058 ± 0,001 www.exoplanets.ch
π Men 26394 39091 10,3 ± 0,1 Nordstrom et al. 200426664 37605 −22,05 ± 0,19 Latham et al. 200227253 38529 30,3 ± 0,3 Francis et al. 200927887 40307 31,332 ± 0,001 Mayor et al. 200928393 41004 42,5265 ± 0,0049 Zucker et al. 200428767 40979 32,8 ± 0,2 Nordstrom et al. 200429550 43197 72,512 ± 11 Naef et al. 201030057 43691 −29,000 ± 0,003 Da Silva et al. 200730114 44219 −12,0732 ± 0,0026 Naef et al. 201030579 45364 16,4665 ± 0,0002 Correia et al. 200930860 45350 −21,3 ± 0,2 Nordstrom et al. 200430905 45652 −5,044 ± 0,002 Santos et al. 2008
6 Lyn A 31039 45410 39,57 ± 0,20 Famaey et al. 200531246 46375 −1,60 ± 0,30 Nordstrom et al. 200431540 47186 4,3035 ± 0,0014 Bouchy et al. 200931688 79,395 ± 0,007 Setiawan et al. 200331895 48265 22,5 ± 0,2 Nordstrom et al. 200432916 49674 11,8 ± 0,3 Nordstrom et al. 200432970 50499 36,5 ± 0,2 Nordstrom et al. 200433212 50554 −3,817 ± 0,002 Perrier et al. 200333719 52265 53,769 ± 0,001 Naef et al. 200136616 −32,29 ± 0,21 Famaey et al. 200536795 60532 60,7 ± 0,1 Nordstrom et al. 200437284 63454 33,8411 ± 0,0006 Moutou et al. 2005
Pollux A 37826 62509 3,23 ± 0,02 Famaey et al. 200538558 65216 42,674 ± 0,002 Mayor et al. 200439417 66428 44,3 ± 0,4 Nordstrom et al. 200440687 68988 −69,7 ± 0,2 Nordstrom et al. 200440693 69830 29,8 ± 0,1 Nordstrom et al. 200440952 70642 48,8 ± 0,1 Nordstrom et al. 200442030 72659 −18,15 ± 0,001 Moutou et al. 201142202 73267 51,915 ± 0,0005 Moutou et al. 2009
CS Pyx 42214 73256 29,729 ± 0,005 Udry et al. 200342282 73526 26,1 ± 0,3 Nordstrom et al. 2004
π02 UMa 42527 73108 14,62 ± 0,19 Famaey et al. 200542723 74156 3,840 ± 0,003 Naef et al. 200443177 75289 9,258 ± 0,001 Udry et al. 2000
ρ01 Cnc A 43587 75732 27,252 ± 0,009 Naef et al. 200443674 75898 21,3 ± 0,2 Nordstrom et al. 200443686 76700 37,7 ± 0,2 Nordstrom et al. 200445982 80606 3,767 ± 0,010 Naef et al. 200146076 81040 49,2535 ± 0,0063 Sozzetti et al. 2006
A TABLAS 19
Tabla 2: continuacion.
Nombre HIP HD γ[km s−1
]Referencia γ
46471 81688 38,58 ± 0,20 Famaey et al. 200547007 82943 8,144 ± 0,001 Mayor et al. 200447202 83443 29,027 ± 0,001 Mayor et al. 200448235 85390 33,0853 ± 0,0004 Mordasini et al. 201148739 19,4 ± 0,1 Nordstrom et al. 200448780 86264 7,1 ± 0,3 Nordstrom et al. 200449067 53,345 ± 0,001 Hebrard et al. 201049699 87883 9,25 ± 0,10 Nidever et al. 200249813 88133 −3,53 ± 0,14 Latham et al. 200250473 89307 22,6 ± 0,2 Nordstrom et al. 200450653 31,7 ± 0,002 Moutou et al. 201150786 89744 −5,6 ± 0,1 Nordstrom et al. 200450887 90043 0,0 ± 3,7 Francis et al. 200950921 90156 27,0273 ± 0,0003 Mordasini et al. 201152409 92788 −4,467 ± 0,001 Mayor et al. 200452521 93083 43,6418 ± 0,0004 Lovis et al. 200553666 95089 7,7 ± 0,23 Famaey et al. 2005
47 UMa 53721 95128 11,220 ± 0,001 Naef et al. 200454906 97685 0,9 ± 1,4 Francis et al. 200955664 99109 32,997 ± 0,10 Nidever et al. 2002
83 Leo B 55848 99492 3,1 ± 0,1 Nordstrom et al. 200456572 100777 1,246 ± 0,001 Naef et al. 200757050 −9,1 ± 0,2 Francis et al. 2009
GJ 436 57087 9,61 ± 0,10 Nidever et al. 200257172 101930 18,3629 ± 0,0003 Lovis et al. 200557291 102117 49,5834 ± 0,0003 Lovis et al. 200557370 102195 2,132 ± 0,001 Melo el al. 200757428 102272 −0,0942 ± 0,0036 Niedzielski el al. 200957443 102365 16,8 ± 0,1 Nordstrom et al. 200457820 102956 −25,83 ± 0,22 Famaey et al. 200557931 103197 −4,3282 ± 0,0002 Mordasini et al. 201158952 104985 −19,80 ± 0,10 Valdes et al. 200459610 106252 15,531 ± 0,003 Perrier et al. 200360081 107148 25,1 ± 0,2 Francis et al. 200960644 108147 −5,026 ± 0,001 Pepe et al. 200261028 108874 −30,7 ± 0,2 Nordstrom et al. 200461177 109246 −19,464 ± 0,002 Boisse et al. 201061595 109749 −13,7 ± 0,2 Nordstrom et al. 2004
χ Vir A 61740 −18,62 ± 0,12 de Medeiros et al. 200962534 111232 104,4 ± 0,001 Mayor et al. 200463833 39,23 ± 0,012 Moutou et al. 201164295 114386 33,370 ± 0,001 Mayor et al. 200464426 114762 49,35 ± 0,04 Latham et al. 198964457 114783 −12,8 ± 0,2 Nordstrom et al. 200464459 114729 64,4 ± 0,2 Nordstrom et al. 200464924 115617 −8,20 ± 0,1 Nordstrom et al. 2004
70 Vir A 65721 117176 4,951 ± 0,001 Naef et al. 200465808 117207 −17,9 ± 0,1 Nordstrom et al. 200466047 117618 0,9 ± 0,2 Nordstrom et al. 200466192 118203 −29,387 ± 0,006 Da Silva et al. 2006
τ Boo A 67275 120136 −16,2 ± 0,1 Nordstrom et al. 200468162 121504 19,617 ± 0,001 Mayor et al. 200468581 122430 −1,041 ± 0,009 Setiawan 200370123 125612 −18,193 ± 0,002 Lo Curto et al. 201070623 126614 −33,09 ± 0,01 Nidever et al. 2002
20 CINEMATICA DE LAS ESTRELLAS CON EXOPLANETAS
Tabla 2: continuacion.
Nombre HIP HD γ[km s−1
]Referencia γ
HN Boo A 71395 128311 −9,57 ± 0,10 Nidever et al. 200272203 7,5 ± 0,2 Nordstrom et al. 200472339 130322 −12,504 ± 0,002 Udry et al. 200073146 132406 −37,840 ± 0,008 Da Silva et al. 2007
23 Lib 74500 134987 4,7 ± 0,2 Nordstrom et al. 200411 UMi 74793 136726 −17,87 ± 0,19 Famaey et al. 2005HO Lib 74995 −9,2082 ± 0,0002 Mayor et al. 2009ι Dra A 75458 137759 −10,71 ± 0,20 Famaey et al. 2005
76311 139357 −8,75 ± 0,39 Famaey et al. 200577517 330075 61,2836 ± 0,0004 Pepe et al. 2004
κ CrB A 77655 142091 −25,16 ± 0,01 Soubiran et al. 200877740 141937 −2,915 ± 0,002 Udry et al. 200278169 142415 −11,811 ± 0,001 Mayor et al. 200478521 143361 −1,50 ± 0,70 Nordstrom et al. 200479219 145457 −3,56 ± 0,22 Famaey et al. 200579242 142022 −9,798 ± 0,01 Eggenberger et al. 2006
14 Her 79248 145675 −13,8226 ± 0,0007 Naef et al. 200479346 145377 11,650 ± 0,003 Moutou et al. 200980076 147506 −19,8551 ± 0,0058 Loeillet et al. 200880250 −27,348 ± 0,005 Segransan et al. 201080337 147513 12,924 ± 0,001 Mayor et al. 200480680 148156 −1,7480 ± 0,0013 Naef et al. 201080687 148427 −37,8 ± 0,1 Valenti & Fischer 200580838 149026 −18,1 ± 0,4 Nordstrom et al. 200481022 149143 12,056 ± 0,003 Da Silva et al. 200682632 −21,5 ± 0,3 Nordstrom et al. 200483389 154345 −47,3 ± 0,1 Nordstrom et al. 200483547 153950 33,230 ± 0,001 Moutou et al. 200983949 155358 −9,1 ± 0,3 Nordstrom et al. 200484069 154857 27,9 ± 0,2 Nordstrom et al. 200484787 156411 −38,7512 ± 0,0011 Naef et al. 2010
GJ 674 85523 −2,7310 ± 0,0007 Bonfils et al. 200786375 159868 −23,5 ± 0,2 Nordstrom et al. 2004
µ Ara 86796 160691 −9,33 ± 0,00 Pepe et al. 200787330 162020 −27,328 ± 0,002 Udry et al. 200288048 12,7 ± 0,7 Francis et al. 200988348 164922 21,4 ± 0,9 Francis et al. 200988414 164604 7,2 ± 0,6 Nordstrom et al. 200489047 167042 −18,01 ± 0,17 Famaey et al. 200589583 −57,24 ± 0,01 Moutou et al. 201189844 168443 −48,647 ± 0,002 Udry et al. 200290004 168746 −25,562 ± 0,001 Pepe et al. 2002
42 Dra 90344 170693 32,17 ± 0,20 Famaey et al. 200590485 169830 −17,209 ± 0,006 Mayor et al. 200490593 170469 −60,2 ± 0,2 Nordstrom et al. 200491085 171238 21,641 ± 0,002 Segransan et al. 201091852 173416 −60,90 ± 1,78 Francis et al. 200992895 175541 19,70 ± 0,01 Nidever et al. 200293281 175167 4,3 ± 1,7 Jenkins et al. 201193746 177830 −72,25 ± 0,06 Famaey et al. 200594075 178911B −40,4138 ± 0,0018 Zucker et al. 200294256 179079 19,53 ± 0,01 Soubiran et al. 200894576 180314 −73,67 ± 0,21 Famaey et al. 200594645 179949 −24,7 ± 0,2 Nordstrom et al. 200495262 181720 −45,3352 ± 0,0004 Santos et al. 2010
A TABLAS 21
Tabla 2: continuacion.
Nombre HIP HD γ[km s−1
]Referencia γ
95467 181433 40,2125 ± 0,0004 Bouchy et al. 200995740 183263 −50,7 ± 0,2 Nordstrom et al. 200496507 185269 0,617 ± 0,002 Moutou et al. 2006
16 Cyg B 96901 186427 −28,1 ± 0,1 Nordstrom et al. 200497336 187123 −16,986 ± 0,002 Naef et al. 200497546 187085 14,9 ± 0,2 Nordstrom et al. 200497769 188015 −0,4 ± 0,2 Nordstrom et al. 2004
ξ Aql AB 97938 188310 −42,17 ± 0,20 Famaey et al. 2005V452 Vul A 98505 189733 −2,361 ± 0,003 Bouchy et al. 2005
98767 190360 −45,350 ± 0,004 Naef et al. 200399115 190647 −40,267 ± 0,001 Naef et al. 200799496 190984 20,269 ± 0,004 Santos et al. 2011
V1703 Aql A 99711 192263 −10,817 ± 0,002 Santos et al. 200399825 192310 −54,8 ± 0,2 Nordstrom et al. 2004100970 195019 −91,58 ± 0,19 Nidever et al. 2002101806 196050 61,342 ± 0,005 Mayor et al. 2004101966 196885 −31,666 ± 0,455 Correia et al. 2008
18 Del A 103527 199665 0,0 ± 5,0 Wilson 1953104202 200964 −71,81 ± 0,37 Famaey et al. 2005104903 202206 14,721 ± 0,001 Correia et al. 2005106006 204313 −9,785 ± 0,0018 Segransan et al. 2010106440 204961 4,1 ± 1,8 Francis et al. 2009106824 205739 9,1 ± 0,2 Nordstrom et al. 2004108375 208487 5,3 ± 0,2 Nordstrom et al. 2004
V376 Peg 108859 209458 −14,7652 ± 0,0016 Mazeh et al. 2000109378 210277 −20,913 ± 0,006 Naef et al. 2001
GJ 849 109388 −15,4 ± 0,3 Francis et al. 2009109577 210702 15,98 ± 0,14 Famaey et al. 2005110813 212771 14,1 ± 1,1 Francis et al. 2009110852 212301 4,6934 ± 0,0005 Lo Curto et al. 2006111143 213240 −0,451 ± 0,002 Santos et al. 2001112441 215497 49,3107 ± 0,0006 Lo Curto et al. 2010
IL Aqr 113020 −1,3389 ± 0,0058 Correia et al. 2010τ01 Gru 113044 216435 −1,1 ± 0,3 Nordstrom et al. 2004ρ Ind 113137 216437 −2,278 ± 0,004 Mayor et al. 2004
113238 216770 31,153 ± 0,002 Mayor et al. 200451 Peg 113357 217014 −33,2516 ± 0,0006 Naef et al. 2004
113421 217107 −13,413 ± 0,001 Naef et al. 2001113834 9,98 ± 0,006 Moutou et al. 2011114322 218566 −38,7 ± 0,7 Francis et al. 2009
ψ01 Aqr A 114855 −26,20 ± 0,70 Francis et al. 2009115100 219828 −24,032 ± 0,001 Melo et al. 2007
14 And 116076 221345 −59,99 ± 0,20 Famaey et al. 2005116084 221287 −21,858 ± 0,008 Naef et al. 2007
γ Cep AB 116727 222404 −42,82 ± 0,30 Famaey et al. 2005116906 222582 11,5 ± 0,2 Nordstrom et al. 2004118319 224693 1,5 ± 0,2 Nordstrom et al. 2004
22 CINEMATICA DE LAS ESTRELLAS CON EXOPLANETAS
Tabla 3: Velocidades Radiales para estrellas no-Hipparcos con Exo-planetas.
Nombre TYC γ[km s−1
]Referencia γ
HAT-P-5 2634-1087-1 7,6138 ± 0,0012 Bakos et al. 2007HAT-P-9 2463-281-1 22,665 ± 0,006 Shporer et al. 2009HAT-P-15 2883-1687-1 31,23 ± 0,14 Kovacs et al. 2010HAT-P-16 2792-1700-1 −16,83 ± 0,19 Buchhave et al. 2010HAT-P-17 2717-417-1 20,13 ± 0,21 Howard et al. 2010HAT-P-20 −16,76 ± 0,1 Bakos et al. 2010HAT-P-21 3013-1229-1 −53,19 ± 0,09 Bakos et al. 2010HAT-P-22 3441-925-1 12,49 ± 0,28 Bakos et al. 2010HAT-P-23 1632-1396-1 −15,10 ± 0,30 Bakos et al. 2010HAT-P-24 774-1441-1 −2,09 ± 0,74 Kipping et al. 2010HAT-P-26 320-1027-1 14,72 ± 0,10 Hartman et al. 2011HAT-P-28 43,884 ± 0,068 Buchhave et al. 2011HAT-P-29 3293-1539-1 −21,670 ± 0,08 Buchhave et al. 2011WASP-1 2265-107-1 −13,2365 ± 0,0027 Simpson et al. 2011WASP-2 −27,863 ± 0,007 Collier Cameron et al. 2007WASP-3 2636-195-1 −5,4887 ± 0,0018 Pollacco et al. 2008WASP-4 57,7326 ± 0,002 Wilson et al. 2008WASP-5 20,0105 ± 0,0034 Anderson et al. 2008WASP-7 7963-1570-1 −29,8506 ± 0,0017 Hellier et al. 2009WASP-10 −11,4854 ± 0,0034 Christian et al. 2008WASP-11 2340-1714-1 4,9077 ± 0,0015 West et al. 2009WASP-14 1482-882-1 −4,989 ± 0,002 Joshi et al. 2008WASP-15 −2,3439 ± 0,0005 West et al. 2009WASP-22 6446-326-1 −7,262 ± 0,002 Maxted et al. 2010WASP-24 339-329-1 −17,7871 ± 0,0017 Simpson et al. 2011WASP-25 6706-861-1 −2,6323 ± 0,0006 Enoch et al. 2011WASP-26 5839-876-1 8,4594 ± 0,0002 Smalley et al. 2010WASP-29 8015-1020-1 24,5252 ± 0,0009 Hellier et al. 2010WASP-31 6087-1053-1 −124,924 ± 0,036 Anderson et al. 2011WASP-32 2-1155-1 18,281 ± 0,001 Maxted et al. 2010WASP-34 6636-540-1 49,9395 ± 0,0064 Smalley et al. 2011WASP-38 950-1156-1 −9,7951 ± 0,0027 Simpson et al. 2011WASP-41 7247-587-1 3,284 ± 0,009 Maxted et al. 2011HD 171028 458-1450-1 13,641 ± 0,001 Santos et al. 2011NGC 2423 3 5409-2156-1 18,3130 ± 0,0067 Lovis & Mayor 2007NGC 4349 127 8975-2606-1 −11,4278 ± 0,0118 Lovis & Mayor 2007CoRoT-Exo-1 23,354 ± 0,008 Barge et al. 2008CoRoT-Exo-2 23,245 ± 0,010 Alonso et al. 2008CoRoT-Exo-3 56,162 ± 0,016 Deleuil et al. 2008CoRoT-Exo-4 32,301 ± 0,005 Moutou et al. 2008OGLE-TR-10 −6,246 ± 0,017 Bouchy et al. 2005OGLE-TR-56 −48,324 ± 0,018 Bouchy et al. 2005OGLE-TR-111 25,145 ± 0,010 Pont et al. 2004OGLE-TR-113 −7,944 ± 0,027 Bouchy et al. 2004OGLE-TR-131 18,964 ± 0,023 Bouchy et al. 2004OGLE-TR-132 39,676 ± 0,032 Bouchy et al. 2004OGLE-TR-211 18,827 ± 0,011 Udalski et al. 2007
A TABLAS 23
Tab
la4:
Nu
mer
osHippa
rcos,
coord
enad
as
ecu
ato
riale
s,p
ara
laje
s,m
ovim
ien
-to
sp
rop
ios,
vel
oci
dad
esra
dia
les,
vel
oci
dad
esgala
ctic
as
(U,V,W
)y
nom
bre
de
posi
ble
per
ten
enci
aa
gru
pos
de
estr
ella
squ
ealb
ergan
exop
lan
etas.
HIP
α(J
2000)
δ(J
2000)
π[m
as]
µα
cosδ[m
as/
a]
µδ[m
as/
a]
γ[K
m/s]
U[km
/s]
V[km
/s]
W[km
/s]
Grupo
522
1,5
7776313
−49,0
750941
38,8
9±
0,3
7575,2
9±
0,3
3−
39,1
9±
0,3
45,3
±0,3
−57,6
6±
0,5
7−
37,5
3±
0,3
5−
15,3
4±
0,2
9n
YD
1292
4,0
4683944
−79,8
510407
57,1
5±
0,3
1433,9
2±
0,3
−56,7
4±
0,2
9−
5,8
06±
0,0
03
−32,9
3±
0,1
7−
16,1
9±
0,1
12,2
9±
0,0
2H
S1692
5,3
0549761
−8,2
8116395
3,2
2±
1,4
313,0
6±
1,5
43,1
7±
0,7
218,2
3±
0,0
3−
20,1
2±
8,6
60,5
3±
2,8
7−
17,8
5±
0,5
4n
YD
1931
6,0
8414325
−56,6
500843
9,7
5±
0,9
578,4
2±
0,7
15,2
2±
0,7
88,4
±0,2
−33,0
6±
3,5
−16,2
7±
1,3
2−
14,8
9±
0,7
8H
S
2247
7,1
4383947
−16,2
257896
28,0
1±
1,2
7−
353,7
8±
1,4
5−
228,9
6±
0,9
3,0
26±
0,0
012
71,1
8±
3,2
4−
1,7
6±
0,2
1−
5,0
3±
0,1
nY
D2350
7,4
9972778
−5,7
634571
20,0
3±
1,4
9−
105,6
3±
1,7
4−
223,4
6±
1,0
49,6
279±
0,0
003
46,6
8±
3,5
8−
25,5
5±
2,1
7−
26,1
4±
1,2
8n
YD
3093
9,8
4206096
21,2
513738
90,4
2±
0,3
2−
461,3
2±
0,3
3−
370,0
2±
0,2
8−
33,4
2±
0,1
640,1
±0,1
2−
19,8
2±
0,1
18,8
±0,1
2n
YD
3391
10,8
023305
−37,9
823529
22,7
±0,8
450,6
3±
0,8
6−
115,0
5±
0,6
74,8
74±
0,0
05
4,0
3±
0,2
1−
26,3
8±
0,9
6−
0,6
1±
0,1
6Y
D3479
11,1
101916
−26,5
16045
30,8
9±
0,7
5314,7
±0,6
3150,2
7±
0,5
956,2
±0,2
−52,1
8±
1,2
9−
4,8
3±
0,1
8−
57,2
4±
0,2
nY
D
3497
11,1
626844
−65,6
477179
45,3
4±
0,3
2157,4
9±
0,2
7−
742,3
2±
0,3
195,2
457±
0,0
002
50,5
4±
0,1
3−
110,0
1±
0,4
3−
26,6
3±
0,3
4n
YD
3502
11,1
713503
20,4
492286
12,9
5±
1,0
3122,9
7±
0,8
4−
124,2
9±
0,6
6−
14,2
±0,2
−15,6
5±
1,7
−58,4
7±
3,9
4−
25,1
9±
2,7
7n
YD
5054
16,1
678285
−39,4
869348
24,1
7±
0,6
1−
169,4
4±
0,5
3−
527,6
7±
0,3
623,0
23±
0,0
01
87,3
2±
2,1
6−
68,6
8±
1,6
2−
2,1
2±
0,5
1n
YD
5158
16,5
08003
−22,4
528922
24,2
8±
2,1
4202,6
2±
2,3
7106,8
4±
1,2
714,8
8±
0,1
4−
45,6
2±
3,9
2−
4,7
3±
0,5
7−
10,8
5±
0,3
8n
YD
5301
16,9
522892
−8,2
3375149
18,2
3±
0,7
6192,2
4±
0,8
219,7
7±
0,5
134,7
509±
0,0
013
−51,8
1±
1,8
3−
16,3
4±
1,0
3−
27,9
6±
0,2
1n
YD
6379
20,4
966738
76,7
10368
59,4
9±
0,4
6−
34,2
3±
0,4
3−
33,2
8±
0,4
8−
22,8
5±
0,1
14,1
9±
0,0
6−
16,2
8±
0,0
8−
8,3
8±
0,0
5n
YD
6511
20,9
04962
−41,2
6963
19,0
3±
0,6
58,1
9±
0,4
4−
70,1
0±
0,4
92,4
588±
0,0
008
−0,9
±0,1
2−
22,5
2±
0,7
3,6
±0,1
9Y
D6643
21,3
014543
28,5
670789
22,4
4±
0,5
3250,8
7±
0,5
8−
158,0
6±
0,3
418,9
19±
0,0
02
−44,2
6±
0,8
−36,8
9±
1,1
5−
31,0
1±
0,4
9n
YD
7245
23,3
335718
29,2
652805
19,1
±1,0
6192,0
1±
1,0
9−
53,9
9±
0,6
821,7
15±
0,0
05
−46,7
7±
1,9
1−
22,5
2±
1,9
9−
15,0
9±
0,2
4H
S
7513
24,1
99904
41,4
063847
74,1
2±
0,1
9−
173,3
3±
0,2
−381,8
0±
0,1
3−
28,6
55±
0,0
02
28,7
9±
0,0
3−
22,5
3±
0,0
1−
14,2
7±
0,0
6n
YD
7599
24,4
733084
−60,5
115423
25,6
3±
0,3
8−
14,6
±0,3
66,5
1±
0,4
335,5
2981±
0,0
0012
9,1
3±
0,0
7−
16,0
9±
0,0
7−
30,4
8±
0,0
5Y
D
7978
25,6
214627
−53,7
405747
57,3
6±
0,2
5166,3
2±
0,2
4−
106,5
2±
0,2
727,6
79±
0,0
008
−1,1
4±
0,0
3−
26,6
6±
0,0
6−
17,9
±0,0
3Y
D
8159
26,2
327193
20,0
834055
30,7
±0,4
3−
44,7
5±
0,6
1−
105,3
5±
0,3
7−
46,6
±0,1
37±
0,1
7−
28,5
1±
0,1
217,3
7±
0,2
nY
D8770
28,2
105015
−19,5
067355
19,3
4±
0,5
822,8
7±
0,4
6−
98,8
5±
0,3
5−
8,1
±1,1
12,8
3±
0,4
5−
22,0
9±
0,6
85,6
4±
1,0
6n
YD
8928
28,7
333949
−67,6
474811
14,9
1±
0,1
676,2
2±
0,1
472,9
4±
0,1
7−
18,0
1±
0,1
−37,0
8±
0,3
57,0
2±
0,0
85,0
2±
0,1
2n
YD
9094
29,2
909364
−10,2
418369
30,4
4±
0,6
−366,2
3±
0,4
9−
242,3
9±
0,4
9−
8,2
±0,1
66,2
1±
1,2
56,1
±0,1
5−
18,0
1±
0,5
1n
YD
9683
31,1
431563
25,4
14731
28,6
1±
0,6
1−
107,1
2±
0,6
4−
174,6
9±
0,4
7−
52,2
±0,1
53,5
7±
0,4
2−
31,6
7±
0,1
62,2
5±
0,5
9n
YD
10085
32,4
173783
32,3
164218
1,7
8±
0,7
32,6
2±
1,0
65,3
2±
0,5
625,3
9±
0,2
8−
24,4
4±
3,4
517,0
9±
2,3
62,0
8±
5,8
9nY
D10138
32,6
000073
−50,8
253151
92,7
4±
0,3
22092,8
6±
0,2
7653,2
1±
0,3
56,5
7±
0,0
1−
96,3
9±
0,3
4−
74,6
9±
0,1
7−
29,8
4±
0,0
7n
YD
12048
38,8
334171
−3,5
5953953
25,6
7±
0,6
6−
157,3
1±
0,4
9−
438,7
9±
0,4
3−
51,2
±0,1
89,5
±1,5
7−
44,9
2±
1,0
8−
1,8
4±
1,1
4n
YD
12184
39,2
401829
24,6
480937
24,5
2±
0,6
8150,7
5±
0,7
5−
12,7
9±
0,5
417,2
±1,8
−31±
1,4
3−
13,7
8±
0,9
30,4
8±
1H
S12186
39,2
442535
−34,5
773454
38,7
9±
0,4
−18,3
5±
0,2
2−
259,3
5±
0,2
710,6
±0,2
22,4
9±
0,2
6−
23,4
5±
0,2
2−
8,1
5±
0,1
8n
YD
12191
39,2
580897
42,0
627302
17,2
8±
0,6
7−
38,9
±0,6
3−
40,3
7±
0,5
321,4
±0,3
−9,9
8±
0,3
613,9
4±
0,2
3−
20,0
1±
0,5
6n
YD
12247
39,4
240732
−3,3
9606799
10,8
1±
0,4
540,1
8±
0,5
2−
42,9
1±
0,5
58,7
7±
0,0
1−
6,5
±0,2
−25,2
5±
1,1
−7,8
7±
0,1
4L
A12638
40,5
885493
38,6
18936
22±
2,3
579,2
±2,2
4−
107,4
9±
2,3
9−
4,2
±0,2
−7,5
±1,2
−25,7
7±
2,5
5−
11,1
8±
1,4
3L
A
12653
40,6
381602
−50,8
008268
58,2
5±
0,2
2332,8
2±
0,1
9218,7
4±
0,1
816,9
08±
0,0
01
−31,0
3±
0,1
2−
17,1
6±
0,0
3−
8,8
9±
0,0
2H
S
13044
41,9
060025
−36,1
075392
1,3
5±
1,4
53,6
3±
1,0
310,4
1±
1,1
9304,7
±0,8
−102,3
4±
38,3
8−
101,5
9±
16,6
7−
271,2
±2,9
6n
YD
13192
42,4
346588
71,7
53311
13,3
3±
0,7
291,1
4±
0,4
9−
33,1
4±
0,5
6−
3,1
5±
0,2
−22,8
9±
1,3
6−
25,7
8±
1,2
83,2
9±
0,2
9Y
D
14954
48,1
930153
−1,1
9593262
44,2
9±
0,2
8194,5
6±
0,3
7−
69,0
1±
0,3
19,3
35±
0,0
01
−20,6
9±
0,0
5−
19,7
±0,1
3−
6,7
6±
0,0
5L
A15323
49,4
171516
31,1
271856
37,4
8±
0,6
3−
104,1
8±
0,5
−58,1
1±
0,4
86,4
5±
0,0
02
1,8
5±
0,1
36,4
±0,0
9−
15±
0,2
2n
YD
15527
50,0
139385
−28,8
539134
28,1
5±
0,6
2349,3
3±
0,3
7−
65,9
2±
0,5
639,5
±0,2
−37,2
2±
0,5
−61,2
7±
1,0
2−
2,2
4±
0,7
nY
D
YD
:E
str.
joven
esd
eld
isco
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YD
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2391,
Cas:
GM
Cast
or
24 CINEMATICA DE LAS ESTRELLAS CON EXOPLANETAST
ab
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conti
nu
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HIP
α(J
2000)
δ(J
2000)
π[m
as]
µα
cosδ[m
as/
a]
µδ[m
as/
a]
γ[K
m/s]
U[km
/s]
V[km
/s]
W[km
/s]
Grupo
15578
50,1
770346
−33,7
303374
21,6
4±
1,3
8293,3
2±
0,9
994,0
7±
1,1
346,2
45±
0,0
003
−64,3
3±
3,1
7−
50,3
3±
1,9
4−
4,5
5±
2,2
nY
D
16537
53,2
350902
−9,4
5830604
310,9
4±
0,1
6−
975,1
7±
0,2
119,4
9±
0,2
16,1
5±
0,1
−3,4
4±
0,0
67,1
1±
0,0
2−
20,4
8±
0,0
7n
YD
17054
54,8
481297
−60,0
781908
10,1
3±
0,6
775,2
7±
0,6
7143,0
3±
0,6
821,9
±0,1
−74,5
1±
5,0
1−
17,9
5±
0,3
1−
18,0
6±
0,2
7n
YD
17096
54,9
303439
−52,9
156146
29,5
1±
0,3
4−
192,5
7±
0,3
7−
92,8
2±
0,4
20,5
±0,2
27,3
3±
0,3
214,3
3±
0,2
2−
15,0
7±
0,2
3n
YD
17187
55,2
062411
31,8
265185
30,5
1±
1,1
141,4
6±
1,2
8−
91,9
9±
1,1
122,1
±4,8
−22,3
8±
4,2
8−
6,8
1±
1,6
4−
13,6
7±
1,5
6Y
D17747
57,0
013871
40,5
305837
19,8
3±
0,4
953,9
5±
0,4
821,1
2±
0,4
2−
10,0
99±
0,0
02
4,1
3±
0,1
3−
9,3
7±
0,1
613,7
5±
0,3
1Y
D
18387
58,9
551675
−65,1
868729
18,1
9±
0,4
5143,9
7±
0,4
580,6
9±
0,4
943,6
±0,0
1−
29,2
9±
0,8
6−
52,1
8±
0,5
1−
13,0
3±
0,4
1n
YD
19921
64,1
211814
−59,3
017486
54,8
3±
0,1
5−
47,5
3±
0,1
7−
167,5
8±
0,1
729,3
±0,7
415,1
1±
0,0
4−
22,1
8±
0,5
5−
19,1
1±
0,5
nY
D
20277
65,1
951598
−59,4
11499
22,7
9±
0,8
5182,1
6±
0,8
9271,7
7±
1,0
782,9
023±
0,0
003
−65,5
1±
2,4
6−
73,7
4±
0,4
7−
42,1
4±
0,5
2n
YD
20606
66,2
115277
−50,6
218412
18,2
9±
0,5
3−
67,1
5±
0,5
9−
144,5
±0,5
3−
9,3
15±
0,0
02
41,9
±1,1
85,8
6±
0,1
1−
1,4
6±
0,2
5n
YD
20723
66,6
094693
−10,5
506741
23,6
2±
0,8
783,4
2±
0,8
4−
57,6
6±
0,7
250,2
51±
0,0
07
−33,9
4±
0,1
3−
35,9
5±
0,7
−22,2
5±
0,3
2n
YD
20889
67,1
538885
19,1
80521
22,2
4±
0,2
5106,1
9±
0,3
8−
37,8
4±
0,3
38,1
5±
0,2
1−
40,8
7±
0,2
1−
18,9
8±
0,2
4−
1,4
9±
0,1
6H
S
21932
70,7
307077
18,9
608808
107,8
3±
2,8
5656,8
5±
3,8
11116,2
±2,4
926,4
105±
0,0
004
−41,0
5±
0,4
221,0
5±
0,5
742,5
6±
1,3
4n
YD
22336
72,1
508432
−5,6
7343881
37,8
5±
0,3
5311,0
4±
0,3
3−
249,4
4±
0,2
777±
0,1
−52,0
4±
0,1
2−
72,5
4±
0,4
3−
21,2
6±
0,1
7n
YD
22627
73,0
235068
6,4
7729302
81,3
8±
4,0
4142,9
8±
4,0
6−
309,3
9±
2,3
8−
9,1
±0,5
13,4
4±
0,5
3−
17,1
9±
0,9
60,9
±0,3
1n
YD
22826
73,6
816662
12,3
522984
19,8
8±
0,6
489,4
1±
0,8
8−
41,2
7±
0,6
93,8
±0,5
−4,8
2±
0,4
7−
21,0
2±
0,6
910,0
3±
0,4
4Y
D23889
77,0
040647
−26,7
973588
10,6
2±
0,6
255,9
3±
0,3
9−
46,7
1±
0,6
84,1
±0,2
11,2
9±
0,8
4−
27,9
5±
1,5
12,8
9±
0,9
1n
YD
23926
77,1
248527
−41,2
143724
18,6
9±
0,4
9−
76,8
±0,4
6283,5
8±
0,5
544,2
±0,0
01
−78,9
9±
1,6
93,8
9±
0,9
6−
35,3
9±
0,2
6n
YD
24003
77,4
02575
69,6
395557
8,2
9±
0,5
860,2
6±
0,2
8−
62,8
1±
0,5
2−
7,0
2±
0,3
5−
22,4
8±
1,9
7−
44,4
±2,8
37,0
4±
0,6
8n
YD
24681
79,4
207533
7,3
5370514
21,5
2±
0,6
6−
0,4
6±
0,7
4−
147,1
7±
0,4
3−
79,4
±0,4
85,2
8±
0,5
2−
5,7
±0,7
97,0
3±
0,5
3n
YD
25110
80,6
407394
79,2
307569
47,8
8±
0,2
1−
78,4
8±
0,1
5161,9
5±
0,2
20,1
07±
0,0
06
12,8
8±
0,0
612,3
1±
0,0
60,3
1±
0,0
2n
YD
25191
80,8
3977
−2,2
7738392
17,6
5±
1,5
734,4
4±
1,5
4−
96,9
3±
0,9
929,5
59±
0,0
03
−12,4
6±
1,1
4−
35,7
5±
2,1
8−
14,2
8±
0,5
nY
D
26380
84,2
572008
−73,6
990821
26,1
±0,3
1139,6
7±
0,3
3−
107,0
4±
0,3
361,3
±0,2
31,5
5±
0,2
3−
61,0
5±
0,2
1−
7,5
1±
0,3
1n
YD
26381
84,2
605672
20,7
318084
29,7
±0,7
−80,1
4±
1,0
5−
419,7
7±
0,6
5−
23,0
58±
0,0
01
32,8
±0,2
4−
46,8
9±
1,1
7−
43,7
±1,1
nY
D26394
84,2
866359
−80,4
716744
54,6
±0,2
1312,0
1±
0,2
41050,3
8±
0,2
610,3
±0,1
−83,4
1±
0,3
4−
46,8
8±
0,1
7−
0,8
7±
0,0
6n
YD
26664
85,0
070728
6,0
6117666
22,7
4±
1,1
153,1
5±
1,2
9−
246,4
4±
0,8
4−
22,0
5±
0,1
940,0
5±
0,9
8−
39,1
8±
2,2
7−
10,4
7±
0,7
9n
YD
27253
86,6
456614
1,1
68538
25,4
6±
0,4
−79,1
2±
0,4
8−
141,8
4±
0,3
530,3
±0,3
−14,5
6±
0,3
3−
24,4
1±
0,2
4−
32,0
1±
0,4
YD
27887
88,5
179224
−60,0
233246
76,9
5±
0,3
7−
52,6
5±
0,4
6−
60,4
6±
0,4
231,3
32±
0,0
01
3,0
6±
0,0
3−
25,3
9±
0,0
2−
18,7
6±
0,0
3Y
D
28393
89,9
570266
−48,2
398498
24,5
3±
0,8
4−
42,3
9±
165,5
8±
0,9
342,5
265±
0,0
049
−22,1
8±
0,4
7−
30,1
3±
0,2
3−
25,2
3±
0,2
4Y
D28767
91,1
244404
44,2
608142
30,2
±0,4
493,8
5±
0,4
7−
152,7
9±
0,2
332,8
±0,2
−36,7
9±
0,2
1−
21,1
6±
0,4
18,1
6±
0,0
8H
S29550
93,3
981737
−29,8
973031
17,7
6±
1,2
2148,6
5±
1,1
13,6
6v±
1,2
472,5
12±
1,4
2−
36±
0,7
8−
73,7
8±
1,6
210,3
3±
2,5
4n
YD
30057
94,8
944097
41,0
924349
12,4
4±
0,8
323,1
2±
0,9
4−
51,9
2±
0,6
2−
29±
0,0
03
25,2
4±
0,2
−25,0
8±
1,4
6−
6,6
3±
0,3
3n
YD
30114
95,0
595015
−10,7
249692
19,8
3±
0,7
873,0
5±
0,8
4−
17,9
5±
0,6
6−
12,0
732±
0,0
026
14,2
1±
0,2
2−
3,2
2±
0,4
416,0
3±
0,5
7n
YD
30579
96,4
101609
−31,4
809245
30,5
9±
0,6
853,2
2±
0,4
8−
13,2
±0,7
716,4
665±
0,0
002
−4,9
2±
0,1
2−
17,8
2±
0,1
11,2
8±
0,1
7L
A
30860
97,1
905966
38,9
63093
20,4
6±
0,7
2−
42,1
6±
0,7
2−
53,4
6±
0,4
5−
21,3
±0,2
17,0
8±
0,2
4−
8,5
4±
0,2
7−
18,3
8±
0,5
1U
Ma
30905
97,3
044555
10,9
340433
29,1
1±
0,9
3205,9
9±
1,1
3−
62,5
8±
0,8
2−
5,0
44±
0,0
02
13,4
5±
0,2
8−
21,2
1±
0,7
524,9
8±
0,8
2n
YD
31039
97,6
964221
58,1
634567
17,9
2±
0,4
7−
30,1
4±
0,5
6−
338,6
7±
0,4
139,5
7±
0,2
−78±
1,1
6−
55,9
3±
1,8
5−
21,0
6±
0,9
2n
YD
31246
98,3
023197
5,4
6316071
28,7
2±
0,8
9111,9
6±
0,8
8−
97,1
7±
0,6
7−
1,6
±0,3
11,1
9±
0,4
1−
19,8
5±
0,6
69,0
5±
0,3
1n
YD
31540
99,0
365568
−27,6
216578
25,2
6±
0,6
521,3
2±
0,4
−263,0
1±
0,6
4,3
035±
0,0
014
39,1
8±
1,0
7−
25,9
7±
0,5
8−
16,1
7±
0,3
9n
YD
31688
99,4
480987
−32,3
398905
8,1
1±
0,2
3108,0
6±
0,2
64,6
±0,2
479,3
95±
0,0
07
−56,8
2±
0,5
9−
79,4
5±
0,3
746,6
7±
1,9
8n
YD
31895
100,0
07098
−48,5
420282
11,7
1±
0,5
825,4
4±
0,5
630,5
3±
0,5
922,5
±0,2
−14,2
3±
0,5
4−
23,3
6±
0,2
54,1
3±
0,6
6L
A32916
102,8
77039
40,8
680551
22,6
1±
0,8
732,2
3±
0,9
7−
122,7
±0,6
911,8
±0,3
−14,2
6±
0,3
1−
25,3
5±
1,0
20,6
7±
0,2
4L
A
YD
:E
str.
joven
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isco
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YD
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GM
Cast
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conti
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HIP
α(J
2000)
δ(J
2000)
π[m
as]
µα
cosδ[m
as/
a]
µδ[m
as/
a]
γ[K
m/s]
U[km
/s]
V[km
/s]
W[km
/s]
Grupo
32970
103,0
08637
−33,9
157269
21,6
8±
0,4
9−
68,9
5±
0,4
168,9
6±
0,4
736,5
±0,2
−32,4
3±
0,4
−21,2
±0,3
−16,9
1±
0,2
YD
33212
103,6
78538
24,2
457929
33,4
3±
0,5
9−
37,5
8±
0,7
1−
95,5
4±
0,4
7−
3,8
17±
0,0
02
3,6
1±
0,0
3−
9,5
4±
0,1
9−
11,0
6±
0,2
YD
33719
105,0
75434
−5,3
6735737
34,5
3±
0,4
−116,1
3±
0,3
880,2
9±
0,3
53,7
69±
0,0
01
−52,5
8±
0,1
3−
20,2
5±
0,1
6−
9,5
9±
0,1
2n
YD
36616
112,9
51545
17,0
862291
10,3
2±
0,2
841,2
9±
0,2
8−
74,8
±0,1
7−
32,2
9±
0,2
144,1
6±
0,4
6−
24,4
5±
0,9
8−
5,9
2±
0,1
6n
YD
36795
113,5
13358
−22,2
961805
39,5
3±
0,2
7−
39,8
7±
0,2
446,8
4±
0,3
260,7
±0,1
−38,6
9±
0,0
7−
47,2
7±
0,0
9−
2,7
2±
0,0
3n
YD
37284
114,8
41293
−78,2
788758
28,9
5±
0,8
1−
20,8
2±
0,8
5−
40,6
4±
0,9
433,8
411±
0,0
006
14,9
9±
0,1
9−
25,0
9±
0,1
3−
18,6
3±
0,1
9n
YD
37826
116,3
30683
28,0
263103
96,5
4±
0,2
7−
626,5
5±
0,3
−45,8
±0,1
83,2
3±
0,0
2−
16,1
7±
0,0
44,7
9±
0,0
2−
26,0
3±
0,0
8n
YD
38558
118,4
22845
−63,6
476776
28,1
1±
0,5
9−
122,9
3±
0,7
4145,5
1±
0,7
42,6
74±
0,0
02
−26,7
6±
0,6
7−
41,4
5±
0,0
4−
20,4
7±
0,2
nY
D
39417
120,8
69606
−1,1
6220409
18,2
1±
1,0
7−
67,7
8±
1,0
5−
207,1
8±
0,8
444,3
±0,4
−13,3
8±
1,1
2−
64,9
4±
2,1
5−
28,0
5±
2,3
6n
YD
40687
124,5
91735
61,4
606447
18,3
4±
0,7
8129,0
1±
0,5
231,2
6±
0,6
2−
69,7
±0,2
73,5
9±
0,9
1−
21,8
7±
0,1
9−
11,9
±1,1
6n
YD
40693
124,5
99085
−12,6
297696
80,0
4±
0,3
5278,9
9±
0,2
5−
987,5
9±
0,2
929,8
±0,1
28,5
1±
0,2
1−
60,5
8±
0,1
8−
9,9
7±
0,0
8n
YD
40952
125,3
67873
−39,7
059578
35,6
3±
0,4
4−
201,6
5±
0,3
1225,1
8±
0,4
248,8
±0,1
−49,4
±0,4
8−
38,9
4±
0,1
5−
6,4
5±
0,0
8n
YD
42030
128,5
13566
−1,5
6797864
20,0
7±
0,7
5−
112,3
6±
0,6
4−
97,7
2±
0,5
1−
18,1
5±
0,0
01
7,5
4±
0,1
8−
1,6
4±
0,5
3−
38,8
2±
1,2
1n
YD
42202
129,0
74381
−34,4
602775
18,4
5±
0,9
3−
107,8
2±
0,7
1123,0
8±
0,7
751,9
15±
0,0
005
−53,8
9±
2,0
5−
39,4
7±
0,5
40,2
4±
0,2
5n
YD
42214
129,0
96405
−30,0
377865
26,4
8±
0,6
4−
180,1
1±
0,3
566,8
1±
0,4
729,7
29±
0,0
05
−37,3
5±
0,6
8−
20,9
±0,1
7−
15,3
2±
0,4
6H
S
42282
129,3
18878
−41,3
194949
9,9
3±
1,0
1−
59,9
5±
0,8
6162,2
3±
0,9
226,1
±0,3
−82,2
±7,9
4−
13,0
4±
1,3
323,9
1±
2,4
8n
YD
42527
130,0
53744
64,3
278719
12,7
4±
0,2
6−
60,0
5±
0,2
26,4
±0,1
814,6
2±
0,1
9−
20,3
4±
0,2
516,7
4±
0,2
5−
10,7
6±
0,4
1n
YD
42723
130,6
04615
4,5
7858478
15,5
2±
0,5
424,8
3±
0,6
4−
200,9
±0,4
63,8
4±
0,0
03
28,6
±1,0
9−
51,8
6±
1,7
3−
18,1
6±
0,7
1n
YD
43177
131,9
18356
−41,7
362388
34,3
1±
0,3
2−
20±
0,2
8−
227,9
3±
0,2
99,2
58±
0,0
01
21,2
5±
0,2
1−
12,6
7±
0,0
3−
21,7
5±
0,2
1n
YD
43587
133,1
50553
28,3
31389
81,0
3±
0,7
5−
485,8
±0,9
7−
234,0
5±
0,6
827,2
52±
0,0
09
−36,8
2±
0,1
5−
17,9
4±
0,1
2−
7,7
5±
0,2
3H
S
43674
133,4
61965
33,0
5688
13,2
±0,8
2−
95,4
4±
0,9
2−
28,4
4±
0,6
921,3
±0,2
−37,4
±1,3
4−
11,4
3±
0,5
7−
14,2
5±
1,7
4H
S43686
133,4
8306
−66,8
012865
16,5
9±
0,5
6−
282,7
3±
0,7
1119,9
4±
0,6
137,7
±0,2
−69,1
7±
2,6
1−
42,2
9±
0,3
−50,5
±1,4
1n
YD
45982
140,6
56358
50,6
037047
5,6
3±
6,6
545,7
6±
6,7
416,5
6±
4,3
43,7
67±
0,0
125,9
6±
34,0
215,5
4±
18,0
327,8
9±
30,1
nY
D
46076
140,9
46589
20,3
643668
30,2
±1,0
3−
152,3
9±
1,0
336,1
2±
0,5
749,2
535±
0,0
063
−50,3
6±
0,6
5−
13,3
9±
0,1
717,7
5±
0,5
4n
YD
46471
142,1
66644
45,6
017947
11,6
5±
0,3
9−
7,5
±0,3
1−
128,7
7±
0,2
438,5
8±
0,2
−29,5
3±
0,1
9−
49,6
6±
1,7
630,0
8±
0,1
9n
YD
47007
143,7
11395
−12,1
291228
36,4
±0,4
73±
0,4
8−
175,0
1±
0,3
38,1
44±
0,0
01
10,4
±0,1
8−
20±
0,1
8−
8,8
3±
0,1
7n
YD
47202
44,2
992083
43,2
719119
24,2
9±
0,7
323±
0,5
8120,3
1±
0,5
429,0
27±
0,0
01
−23,8
±0,0
724,8
7±
0,2
915,1
2±
0,6
7n
YD
48235
147,5
10311
−49,7
901209
30,8
9±
0,6
224,3
2±
0,5
7−
60,5
9±
0,5
233,0
853±
0,0
004
11,9
6±
0,2
−32,3
±0,0
2−
2,9
8±
0,1
3n
YD
48739
149,1
24822
−24,0
995031
22,2
±0,7
6−
176,6
8±
0,7
747,7
4±
0,7
19,4
±0,1
−38,7
9±
1,2
3−
18,0
7±
0,1
1−
8,5
2±
0,5
8H
S48780
149,2
4103
−15,8
949608
14,5
1±
0,5
6−
13,4
4±
0,3
6−
65,8
1±
0,4
87,1
±0,3
7,1
5±
0,3
8−
18,0
8±
0,5
4−
12,4
1±
0,6
4Y
D49067
150,1
9976
−9,5
1674109
23,5
3±
1,5
6−
375,5
9±
1,3
526,7
3±
1,2
453,3
45±
0,0
01
−78,3
9±
4,1
4−
48,0
2±
0,5
1−
12,2
2±
2,8
3n
YD
49699
152,1
79937
34,2
424064
54,9
3±
0,5
4−
64,0
4±
0,5
3−
60,5
1±
0,3
49,2
5±
0,1
−8,6
4±
0,0
8−
7,0
6±
0,0
74,3
4±
0,0
9C
as
49813
152,5
32014
18,1
875124
12,2
8±
0,8
8−
12,5
8±
0,9
−264,5
7±
0,4
3−
3,5
3±
0,1
433,4
9±
2,3
−92,4
7±
6,7
2−
28,1
9±
1,8
4n
YD
50473
154,5
89378
12,6
212036
30,9
±0,6
8−
272,2
9±
0,6
3−
39,9
1±
0,4
822,6
±0,2
−41,0
5±
0,7
−23,6
1±
0,3
1−
7,1
5±
0,5
7H
S
50653
155,1
68953
−53,6
641284
17,6
5±
0,5
5−
6,8
3±
0,4
315,1
4±
0,4
131,7
±0,0
02
2,7
±0,1
6−
31,6
5±
0,0
33,9
9±
0,1
3Y
D50786
155,5
44397
41,2
298669
25,3
6±
0,3
1−
119,4
1±
0,3
1−
138,3
1±
0,2
2−
5,6
±0,1
−11,0
6±
0,1
9−
29,8
9±
0,3
7−
13,5
1±
0,1
4L
A50887
155,8
6805
−0,9
0216202
12,9
1±
0,3
866,2
1±
0,3
5−
34,9
2±
0,2
40±
3,7
26,1
9±
1,3
5−
4,4
9±
2,3
97,0
3±
2,6
1n
YD
50921
155,9
80418
−29,6
457714
44,7
4±
0,7
9−
38,0
2±
0,4
699,6
1±
0,4
727,0
273±
0,0
003
−10,0
4±
0,1
7−
22,1
2±
0,0
516,3
7±
0,1
1Y
D52409
160,7
02234
−2,1
8321458
28,2
±0,7
3−
14,1
9±
0,8
3−
222,6
9±
0,4
9−
4,4
67±
0,0
01
17,4
±0,4
4−
24,8
1±
0,7
2−
22,5
5±
0,5
nY
D
52521
161,0
87416
−33,5
766545
35,9
±0,8
9−
93,8
5±
0,9
3−
150,9
9±
0,7
43,6
418±
0,0
004
3,4
±0,1
1−
49,1
6±
0,2
2−
5,2
2±
0,5
5n
YD
53666
164,6
98987
1,7
2933038
7,1
9±
0,8
3−
35,3
1±
0,8
3−
47,2
7±
0,6
37,7
±0,2
3−
6,5
2±
0,7
7−
35,1
8±
3,5
7−
17,1
±2,7
1n
YD
53721
164,8
67566
40,4
301228
71,1
1±
0,2
5−
317,0
1±
0,2
254,6
4±
0,2
11,2
2±
0,0
01
−24,0
6±
0,0
7−
2,5
1±
0,0
20,6
1±
0,0
3Y
D
YD
:E
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joven
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YD
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2391,
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26 CINEMATICA DE LAS ESTRELLAS CON EXOPLANETAST
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conti
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HIP
α(J
2000)
δ(J
2000)
π[m
as]
µα
cosδ[m
as/
a]
µδ[m
as/
a]
γ[K
m/s]
U[km
/s]
V[km
/s]
W[km
/s]
Grupo
54906
168,6
38462
25,7
102675
47,3
6±
0,7
5−
106,4
8±
0,6
348,8
2±
0,5
10,9
±1,4
−11,4
1±
0,4
80,7
2±
0,2
7−
2,7
7±
1,3
nY
D
55664
171,0
72762
−1,5
2868638
20,0
3±
1,3
8−
178,0
7±
1,1
8−
159,2
6±
1,1
132,9
97±
0,1
−20,6
7±
1,3
−61,9
1±
2,9
6−
5,0
7±
2,2
1n
YD
55848
171,6
94598
3,0
0586339
55,6
9±
1,4
6−
730,8
1±
1,5
9188,9
7±
1,6
3,1
±0,1
−62,2
7±
1,6
3−
12,0
7±
0,3
−10,7
2±
0,3
7n
YD
56572
173,9
64706
−4,7
5577838
20,1
6±
0,9
5−
12,4
9±
0,8
935,4
2±
0,8
1,2
46±
0,0
01
−6,6
1±
0,3
73,9
4±
0,2
74,5
2±
0,2
nY
D
57050
175,4
37889
42,7
521913
90,0
6±
2,7
5−
578,8
7±
1,9
6−
89,2
2±
1,3
1−
9,1
±0,2
−21,9
5±
0,7
7−
17,6
6±
0,5
1−
15,4
8±
0,2
9IC
57087
175,5
43786
26,7
085478
98,6
1±
2,3
3896,0
7±
2,8
9−
813,5
4±
1,7
79,6
1±
0,1
52,1
6±
1,2
9−
19,2
1±
0,4
319,6
8±
0,2
7n
YD
57172
175,8
75396
−58,0
077311
34,2
4±
0,8
115,8
±0,7
8347,9
±0,7
818,3
629±
0,0
003
−3,3
1±
0,2
7−
18,2
2±
0,0
648,1
6±
1,1
2n
YD
57291
176,2
10551
−58,7
035395
25,1
9±
0,6
1−
63,7
4±
0,7
5−
70,7
6±
0,4
849,5
834±
0,0
003
13,3
1±
0,2
1−
49,2
6±
0,1
2−
13,2
7±
0,4
nY
D
57370
176,4
26679
2,8
2175405
33,7
4±
0,8
3−
189,7
1±
0,9
5−
112,0
9±
0,7
62,1
32±
0,0
01
−15,7
7±
0,4
1−
24,2
±0,5
8−
11,3
6±
0,3
3L
A
57428
176,5
98082
14,1
239682
4,1
±0,9
7−
6,5
4±
1,4
36,2
1±
0,7
6−
0,0
942±
0,0
036
−9,9
8±
2,8
3,0
1±
1,2
4−
0,2
9±
0,4
6n
YD
57443
176,6
34363
−40,5
013346
108,4
5±
0,2
21530,9
9±
0,1
7403,6
7±
0,1
816,8
±0,1
57,4
4±
0,1
117,0
6±
0,1
138,4
9±
0,0
8n
YD
57820
177,8
4385
57,6
407767
7,9
2±
0,8
3−
10,8
2±
0,6
−17,1
4±
0,6
2−
25,8
3±
0,2
27,4
3±
0,4
5−
20,5
2±
1,2
3−
18,3
8±
0,4
5Y
D
57931
178,2
21051
−50,2
928404
18,8
2±
1,4
1−
80,2
4±
0,9
16,6
1±
0,9
9−
4,3
282±
0,0
002
−19,8
5±
1,3
8−
4,6
4±
0,6
5−
3,8
2±
0,3
3Y
D58952
181,3
11411
76,9
059582
10,3
±0,2
5147,6
8±
0,2
5−
91,6
5±
0,1
9−
18,8
±0,1
76,1
9±
1,7
3−
8,5
6±
0,8
130,5
5±
1,3
5n
YD
59610
183,3
72897
10,0
423176
26,5
2±
0,5
723,7
6±
0,6
9−
279,5
±0,3
215,5
31±
0,0
03
28,7
3±
0,6
2−
43,9
3±
0,8
40,5
±0,3
1n
YD
60081
184,8
06345
−3,3
1967361
19,5
3±
0,7
5−
53,4
6±
0,7
4−
47,3
7±
0,4
325,1
±0,2
−1,8
6±
0,2
8−
27,0
5±
0,5
813,9
8±
0,3
4Y
D60644
186,4
43794
−64,0
219401
26,2
6±
0,4
6−
182,2
8±
0,4
9−
61,2
7±
0,3
7−
5,0
26±
0,0
01
−30,0
5±
0,4
9−
11,2
6±
0,2
8−
14,1
6±
0,2
6Y
D
61028
187,6
11672
22,8
800458
15,9
7±
1,0
7127,1
1±
0,9
6−
89,4
7±
0,8
4−
30,7
±0,2
46,9
5±
3,0
9−
0,3
5±
0,3
5−
29,4
4±
0,2
1n
YD
61177
188,0
31508
74,4
896645
15,1
4±
0,6
8−
170,6
9±
0,6
9−
46,4
4±
0,7
6−
19,4
64±
0,0
02
−33,3
±1,8
7−
47,9
1±
1,6
3−
6,5
2±
0,3
5n
YD
61595
189,3
18749
−40,8
121032
17,7
7±
1,2
6−
157,8
5±
0,9
6−
5,4
3±
0,7
2−
13,7
±0,2
−41,9
4±
2,5
3−
11,2
8±
1,5
9−
8,7
8±
0,3
2H
S
61740
189,8
11719
−7,9
9550446
11,1
1±
0,2
9−
77,1
3±
0,2
3−
24,7
3±
0,1
7−
18,6
2±
0,1
2−
28,2
5±
0,6
1−
14,8
8±
0,6
4−
22,8
3±
0,2
3IC
62534
192,2
1546
−68,4
254251
34,0
8±
0,6
626,6
4±
0,6
4112,3
5±
0,5
104,4
±0,0
01
59,9
3±
0,1
1−
86,8
1±
0,0
55,4
8±
0,3
1n
YD
63833
196,2
42619
−52,4
409898
63,0
3±
1,3
6−
785,4
8±
0,9
3−
795,3
3±
0,8
39,2
3±
0,0
12
−22,9
2±
0,9
7−
75,6
4±
0,9
5−
48,5
9±
1,2
nY
D
64295
197,6
6634
−35,0
539926
34,6
1±
1,1
7−
137,5
9±
1,2
9−
324,7
±1
33,3
7±
0,0
01
12,0
8±
0,2
5−
52,9
2±
1−
22,3
6±
1,2
9n
YD
64426
198,0
83747
17,5
171274
25,8
7±
0,7
6−
582,8
8±
0,4
9−
2,1
8±
0,4
249,3
5±
0,0
4−
78,6
1±
2,5
5−
66,3
8±
1,8
257,0
7±
0,2
6n
YD
64457
198,1
82777
−2,2
6506278
48,7
8±
0,5
9−
138,6
6±
0,5
610,5
7±
0,5
7−
12,8
±0,2
−15,8
3±
0,1
6−
2,4
1±
0,1
2−
9,4
9±
0,1
8C
as
64459
198,1
84985
−31,8
725994
27,6
9±
0,5
4−
202,8
7±
0,5
5−
308,3
2±
0,3
964,4
±0,2
18,6
2±
0,3
3−
87,7
8±
0,8
8−
9,3
1±
0,8
3n
YD
64924
199,6
0405
−18,3
186104
116,8
9±
0,2
21070,3
6±
0,2
21063,6
9±
0,1
3−
8,2
±0,1
15,8
5±
0,0
656,0
8±
0,1
120,4
1±
0,0
9n
YD
65721
202,1
08127
13,7
801879
55,6
±0,2
4−
236,0
2±
0,2
4−
575,7
3±
0,1
94,9
51±
0,0
01
12,8
9±
0,0
5−
51,5
6±
0,2
2−
3,8
3±
0,0
4n
YD
65808
202,3
38587
−35,5
708226
30,2
6±
0,7
−204,7
9±
0,7
1−
72,1
9±
0,4
3−
17,9
±0,1
−33,9
3±
0,5
5−
12,2
3±
0,5
7−
13,3
±0,1
4H
S66047
203,1
06392
−47,2
710598
26,3
4±
0,6
24,8
7±
0,6
5−
125,0
1±
0,4
20,9
±0,2
4,9
5±
0,1
8−
4,7
4±
0,1
9−
21,9
1±
0,5
1Y
D
66192
203,5
10933
53,7
287198
11,2
9±
0,7
−87,3
9±
0,8
2−
77,8
4±
0,6
1−
29,3
87±
0,0
06
−4,1
9±
0,6
2−
56,8
1±
2,7
4−
5,7
4±
1,2
6n
YD
67275
206,8
16819
17,4
567742
64,0
3±
0,1
9−
479,5
3±
0,1
653,4
9±
0,1
3−
16,2
±0,1
−33,6
4±
0,0
9−
18,8
2±
0,0
6−
7,2
5±
0,1
HS
68581
210,5
95011
−27,4
297628
7,4
2±
0,3
3−
31,9
6±
0,4
−4,0
5±
0,2
8−
1,0
41±
0,0
09
−14,9
4±
0,6
6−
13,8
9±
0,6
72,9
1±
0,2
2L
A
70123
215,2
23142
−17,4
813613
18,4
5±
1,0
9−
61,1
2±
1,2
5−
67,6
5±
0,7
9−
18,1
93±
0,0
02
−17,7
1±
0,4
−15,1
6±
1,3
1−
18,3
3±
0,4
2L
A70623
216,7
01541
−5,1
7742027
13,7
7±
0,9
6−
152,0
4±
0,8
6−
147,9
3±
0,7
6−
33,0
9±
0,0
1−
33,1
±0,9
3−
64,8
9±
4,9
9−
33,5
±0,5
9n
YD
71395
219,0
0183
9,7
4712514
60,6
±0,8
3204,7
4±
0,7
4−
249,9
8±
0,6
1−
9,5
7±
0,1
16,8
±0,3
−4,4
5±
0,0
8−
20,7
±0,1
9U
Ma
72203
221,5
141
−68,7
626062
15,2
6±
1,1
−198,4
5±
0,8
2−
58,5
7±
1,0
27,5
±0,2
−40,3
4±
3,2
8−
49,8
±3,2
18,9
9±
0,7
9n
YD
72339
221,8
86677
−0,2
8113348
31,5
4±
1,1
8−
129,6
7±
0,9
9−
141,5
7±
1,2
4−
12,5
04±
0,0
02
−9,5
6±
0,1
4−
27,8
4±
1,0
9−
11,0
7±
0,1
2L
A
73146
224,2
27772
53,3
828504
14,7
3±
0,6
1−
13,7
8±
0,5
9−
279,9
6±
0,5
6−
37,8
4±
0,0
08
70,3
5±
2,9
2−
67,9
5±
1,9
21,5
±1,3
5n
YD
74500
228,3
70521
−25,3
091644
38,1
6±
0,6
−399,9
2±
0,7
−74,8
5±
0,5
4,7
±0,2
−21,5
6±
0,4
4−
40,8
1±
0,6
321,1
3±
0,3
2n
YD
74793
229,2
74507
71,8
238784
8,1
9±
0,1
93,9
7±
0,2
39,6
5±
0,2
1−
17,8
7±
0,1
90,9
9±
0,1
5−
10,0
1±
0,1
8−
15,9
5±
0,1
9Y
D
YD
:E
str.
joven
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YD
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str.
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2391,
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GM
Cast
or
A TABLAS 27
Tab
la4:
conti
nu
aci
on
.
HIP
α(J
2000)
δ(J
2000)
π[m
as]
µα
cosδ[m
as/
a]
µδ[m
as/
a]
γ[K
m/s]
U[km
/s]
V[km
/s]
W[km
/s]
Grupo
74995
229,8
64775
−7,7
2203837
160,9
1±
2,6
21227,6
7±
3,5
4−
97,7
8±
2,4
3−
9,2
082±
0,0
002
12,9
4±
0,3
322,6
2±
0,3
7−
26,8
7±
0,3
5n
YD
75458
231,2
32434
58,9
660236
32,2
3±
0,1
−8,3
6±
0,0
817,0
8±
0,1
−10,7
1±
0,2
−2,3
±0,0
2−
6,9
9±
0,1
3−
8,2
7±
0,1
5C
as
76311
233,8
17571
53,9
221385
8,4
7±
0,3
−18,3
2±
0,3
1,6
4±
0,3
3−
8,7
5±
0,3
9−
6,0
2±
0,2
7−
12,0
6±
0,3
6−
0,9
6±
0,3
8C
as
77517
237,4
07937
−49,9
632968
20,1
6±
1,3
8−
235,2
±1,3
−93,7
9±
1,2
261,2
836±
0,0
004
23,3
5±
2,0
3−
79,4
7±
3,3
420,9
6±
1,2
2n
YD
77655
237,8
08073
35,6
582267
32,7
9±
0,2
1−
8,5
5±
0,1
8−
348,4
4±
0,2
4−
25,1
6±
0,0
133,2
4±
0,2
7−
41,3
3±
0,1
8−
18,9
5±
0,0
2n
YD
77740
238,0
72865
−18,4
361234
30,9
6±
0,6
496,8
3±
0,7
722,9
7±
0,5
6−
2,9
15±
0,0
02
2,8
2±
0,1
212,6
9±
0,2
7−
8,4
6±
0,1
7n
YD
78169
239,4
20519
−60,2
000087
29,2
1±
0,7
2−
113,5
6±
0,6
4−
102,5
4±
0,6
6−
11,8
11±
0,0
01
−24,1
2±
0,3
6−
13,2
±0,5
0,3
8±
0,1
1IC
78521
240,4
60318
−44,4
342464
15,2
3±
1,1
8−
158,3
2±
1,3
7−
118,2
1±
1,0
5−
1,5
±0,7
−27,7
8±
2,1
5−
54,6
8±
4,3
14,7
8±
0,5
4n
YD
79219
242,5
1636
26,7
426583
7,9
8±
0,4
5−
18,3
4±
0,2
836,8
9±
0,4
2−
3,5
6±
0,2
2−
22,9
9±
1,2
24,2
4±
0,4
8,0
7±
0,6
3n
YD
79242
242,5
70765
−84,2
31536
29,1
3±
0,5
7−
336,3
2±
0,5
6−
31,7
7±
0,7
−9,7
98±
0,0
1−
28,7
3±
0,4
6−
29,3
5±
0,7
237,8
4±
0,6
7n
YD
79248
242,6
00864
43,8
183694
56,9
1±
0,3
4131,8
3±
0,3
2−
297,5
4±
0,3
6−
13,8
226±
0,0
007
22,9
2±
0,1
6−
12,2
4±
0,0
3−
15,8
4±
0,0
4n
YD
79346
242,9
01801
−27,0
782077
18,1
7±
0,9
420,2
3±
1,1
413,6
1±
0,6
611,6
5±
0,0
03
12,5
±0,1
33,8
4±
0,3
92,2
8±
0,2
4U
Ma
80076
245,1
51523
41,0
481558
8,7
4±
0,7
3−
9,9
3±
0,8
4−
28,2
6±
0,7
6−
19,8
551±
0,0
058
6,1
9±
1,0
9−
22,7
6±
0,9
1−
10,1
±0,4
6Y
D80250
245,7
51524
−61,6
879954
23,2
8±
0,8
6−
178,4
9±
0,6
9−
315,2
8±
0,7
1−
27,3
48±
0,0
05
−65,0
4±
1,5
8−
41,8
6±
2,1
2−
14,4
2±
0,7
nY
D
80337
246,0
05147
−39,1
929884
78,2
6±
0,3
771,8
9±
0,4
75,2
6±
0,3
212,9
24±
0,0
01
13,5
4±
0,0
1−
1,0
6±
0,0
3−
1,2
6±
0,0
3U
Ma
80680
247,0
71859
46,3
176961
19,3
8±
0,7
544,8
8±
0,9
428,1
±0,7
4−
1,7
48±
0,0
013
−3,6
1±
0,2
28,1
6±
0,4
−9,5
5±
0,3
6n
YD
80687
247,1
1739
−13,3
996437
16,9
4±
0,6
−37,7
4±
0,7
62,8
1±
0,5
1−
37,8
±0,1
−37,8
9±
0,1
6−
7,4
8±
0,2
8−
7,0
5±
0,3
4H
S
80838
247,6
23652
38,3
471798
12,5
9±
0,7
−76,2
7±
0,5
453,0
7±
0,6
9−
18,1
±0,4
−32,2
7±
1,4
7−
20,6
±0,5
99,2
5±
1,2
4H
S
81022
248,2
12732
2,0
8503811
16,1
2±
0,8
3−
9,2
6±
0,9
−87,3
1±
0,8
112,0
56±
0,0
03
22,2
5±
0,6
6−
17,5
6±
1,0
9−
2,9
4±
0,5
2n
YD
82632
253,3
74279
−46,3
327275
12±
1,5
2−
108,5
±1,7
9−
94,0
6±
1,1
2−
21,5
±0,3
−39,1
4±
2,4
3−
45,1
8±
6,6
810,3
2±
1,3
8n
YD
83389
255,6
51242
47,0
798041
53,8
±0,3
2123,2
7±
0,3
5853,6
3±
0,3
6−
47,3
±0,1
−81,3
±0,4
2−
8,1
5±
0,1
8−
36,5
6±
0,0
8n
YD
83547
256,1
28258
−43,3
094258
20,1
9±
0,7
109,6
9±
1,0
8−
142,1
5±
0,6
833,2
3±
0,0
01
27,9
1±
0,1
5−
19,6
6±
0,4
−41,4
2±
1,4
3n
YD
83949
257,3
94887
33,3
563819
22,6
7±
0,4
8−
222,4
5±
0,4
1−
215,9
7±
0,5
−9,1
±0,3
29,1
9±
0,7
2−
53,2
4±
1,0
224,4
9±
0,6
6n
YD
84069
257,8
15122
−56,6
806614
15,5
7±
0,7
187,1
4±
0,5
6−
55,9
2±
0,4
627,9
±0,2
20,2
2±
0,2
7−
8,7
3±
0,2
3−
35,8
7±
1,4
2n
YD
84787
259,9
64293
−48,5
488089
18,2
5±
0,4
9−
33,7
1±
0,5
9−
209,3
5±
0,2
9−
38,7
512±
0,0
011
−55,2
5±
0,5
1−
33,5
±1,2
4−
18,9
9±
0,6
4n
YD
85523
262,1
64404
−46,8
930516
220,2
4±
1,4
2571,2
6±
1,7
7−
880,8
3±
0,7
4−
2,7
31±
0,0
007
−7,6
1±
0,0
3−
7,2
9±
0,0
6−
20,1
8±
0,1
4C
as
86375
264,7
48798
−43,1
451034
17,0
4±
0,7
6−
231,6
2±
1,0
4−
167±
0,8
1−
23,5
±0,2
−35,8
±0,6
1−
67,1
±3,2
332,8
4±
1,3
8n
YD
86796
266,0
36321
−51,8
335882
64,4
7±
0,3
1−
16,8
5±
0,4
−190,6
±0,2
3−
9,3
3±
0−
14,0
5±
0,0
3−
8,5
1±
0,0
6−
3,8
7±
0,0
4C
as
87330
267,6
59756
−40,3
182877
33,9
8±
1,3
117,2
7±
2,2
−26,8
4±
1,1
4−
27,3
28±
0,0
02
−27,5
7±
0,0
42,4
4±
0,2
2−
0,7
4±
0,3
1n
YD
88048
269,7
56656
−9,7
7334967
21,6
4±
0,2
6−
9,4
8±
0,3
2−
116,6
9±
0,1
412,7
±0,7
20,4
8±
0,6
7−
17,8
4±
0,3
4−
9,0
2±
0,1
7n
YD
88348
270,6
27536
26,3
144658
45,2
1±
0,5
4389,4
1±
0,3
6−
602,0
3±
0,5
221,4
±0,9
61,3
2±
0,7
86,0
3±
0,6
7−
48,1
±0,7
5n
YD
88414
270,7
78979
−28,5
605502
24,3
5±
1,7
6−
32,3
3±
2,0
4−
39,1
±0,9
67,2
±0,6
7,6
6±
0,6
−9,4
2±
0,7
51,3
6±
0,3
8Y
D89047
272,6
31384
54,2
859522
19,9
1±
0,2
6107,9
4±
0,2
9247,3
5±
0,2
7−
18,0
1±
0,1
7−
62,7
4±
0,8
−0,3
3±
0,2
5−
22,7
2±
0,2
1n
YD
89583
274,2
06276
−11,4
053418
17,2
9±
1,0
476,1
8±
1,3
3−
213,1
±0,8
−57,2
4±
0,0
1−
38,9
2±
0,9
2−
57,1
9±
2,3
4−
48,3
9±
2,7
9n
YD
89844
275,0
16608
−9,5
9517771
26,7
2±
0,6
9−
93,8
4±
0,7
6−
222,8
3±
0,5
6−
48,6
47±
0,0
02
−30,0
9±
0,4
−57,1
4±
1,0
3−
6,0
2±
0,1
6n
YD
90004
275,4
57485
−11,9
22515
23,4
±0,7
6−
23,3
5±
0,7
2−
68,9
3±
0,5
2−
25,5
62±
0,0
01
−19,4
±0,1
6−
22,0
5±
0,4
6−
2,8
5±
0,1
6L
A90344
276,4
95784
65,5
635464
10,3
6±
0,2
105,8
3±
0,2
1−
27,2
4±
0,2
832,1
7±
0,2
2,1
4±
0,1
651,6
4±
0,4
8−
29,4
±0,8
6n
YD
90485
276,9
56185
−29,8
169023
27,3
2±
0,4
1−
1,3
9±
0,5
516,1
1±
0,3
2−
17,2
09±
0,0
06
−16,9
2±
0,0
21,3
1±
0,0
73,9
8±
0,0
9n
YD
90593
277,2
95875
11,6
955439
15,9
4±
1,0
3−
48,1
4±
0,9
7−
18,3
2±
0,8
2−
60,2
±0,2
−38,8
6±
0,4
4−
48,4
6±
0,6
7−
0,3
1±
0,7
2n
YD
91085
278,6
8206
−28,0
720463
19,8
9±
1,1
5−
29,4
6±
1,6
4−
111,0
1±
1,0
521,6
41±
0,0
02
23,2
1±
0,1
3−
24,5
9±
1,5
7−
8,6
3±
0,4
7n
YD
91852
280,9
00392
36,5
564649
7,1
7±
0,2
821,1
1±
0,2
358,2
3±
0,3
5−
60,9
±1,7
8−
61,3
5±
1,6
3−
36,4
9±
1,6
8−
17,0
4±
0,5
5n
YD
92895
283,9
20367
4,2
6554303
7,8
7±
0,9
5−
6,8
2±
1,0
1−
89,2
3±
0,7
919,7
±0,0
146,0
4±
3,6
8−
27,4
5±
4,7
7−
20,5
1±
2,5
8n
YD
YD
:E
str.
joven
esd
eld
isco
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YD
:E
str.
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2391,
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GM
Cast
or
28 CINEMATICA DE LAS ESTRELLAS CON EXOPLANETAST
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la4:
conti
nu
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HIP
α(J
2000)
δ(J
2000)
π[m
as]
µα
cosδ[m
as/
a]
µδ[m
as/
a]
γ[K
m/s]
U[km
/s]
V[km
/s]
W[km
/s]
Grupo
93281
285,0
03534
−69,9
437744
14,8
6±
0,7
5−
7,3
1±
0,3
8−
192,7
4±
0,5
34,3
±1,7
−33,8
8±
2,2
6−
50,9
9±
2,6
2−
7,5
1±
0,8
1n
YD
93746
286,3
36666
25,9
207868
16,9
4±
0,6
3−
40,8
4±
0,3
8−
51,7
5±
0,5
7−
72,2
5±
0,0
6−
23,2
6±
0,5
7−
70,5
±0,3
9−
7,0
2±
0,1
9n
YD
94075
287,2
62747
34,5
993685
23,4
8±
3,9
555,1
4±
3,4
3201,3
±4,3
9−
40,4
138±
0,0
018
−54,6
3±
6,5
3−
20,5
7±
2,6
5−
1,2
4±
1,3
7n
YD
94256
287,7
9128
−2,6
3816759
15,2
6±
0,7
7−
133,8
9±
0,8
−90,1
±0,5
819,5
3±
0,0
142,0
8±
1,3
−25±
1,8
22,3
3±
1,2
4n
YD
94576
288,7
09069
31,8
603012
7,6
1±
0,3
947,1
9±
0,3
319,7
1±
0,3
5−
73,6
7±
0,2
1−
51,9
±1,0
5−
51,7
3±
0,7
3−
32,7
4±
1,0
8n
YD
94645
288,8
88144
−24,1
791048
36,3
±0,7
117,9
7±
0,9
1−
101,6
7±
0,4
7−
24,7
±0,2
−26,8
1±
0,2
−12,7
5±
0,1
6−
11,9
3±
0,3
8IC
95262
290,7
20516
−32,9
180435
17,2
2±
1,1
688,0
3±
1,4
4−
414,9
9±
0,9
−45,3
352±
0,0
004
−54,1
2±
0,8
1−
105,0
2±
6,8
−41,6
7±
3,8
9n
YD
95467
291,2
9127
−66,4
693711
37,3
7±
1,1
3−
230,6
±0,8
1235,3
7±
1,0
240,2
125±
0,0
004
57,3
2±
0,8
1−
1,5
9±
0,5
18,7
1±
0,8
4n
YD
95740
292,1
0243
8,3
5813454
18,1
5±
0,9
3−
19,0
8±
1,0
1−
32,9
7±
0,6
2−
50,7
±0,2
−28,9
9±
0,4
1−
42,5
7±
0,4
14,1
2±
0,2
4n
YD
96507
294,2
99009
28,5
0006
19,8
9±
0,5
6−
32,0
3±
0,3
6−
81,1
8±
0,4
90,6
17±
0,0
02
18,7
7±
0,5
3−
8,5
7±
0,2
6−
2,6
9±
0,1
2U
Ma
96901
295,4
67067
50,5
179206
47,1
4±
0,2
7−
135,1
1±
0,3
4−
163,7
8±
0,2
8−
28,1
±0,1
17,3
9±
0,1
2−
30,6
5±
0,1
−1,8
6±
0,0
5n
YD
97336
296,7
41716
34,4
198237
20,7
2±
0,5
3143,1
8±
0,3
9−
123,9
1±
0,4
8−
16,9
86±
0,0
02
3±
0,2
5−
15,5
±0,0
4−
43,7
7±
1,0
9n
YD
97546
297,3
91502
−37,7
802972
22,7
1±
0,7
97,6
±1,0
1−
103,3
9±
0,5
814,9
±0,2
10,8
7±
0,2
2−
20,0
9±
0,7
3−
12,9
8±
0,3
nY
D97769
298,0
18783
28,1
00598
17,5
4±
0,8
553,7
1±
0,5
2−
91,5
6±
0,6
9−
0,4
±0,2
12,4
2±
0,6
4−
6,0
9±
0,3
4−
25,1
4±
1,2
3U
Ma
97938
298,5
61757
8,4
6165012
17,7
7±
0,2
9101,9
1±
0,2
8−
81,2
±0,2
3−
42,1
7±
0,2
−27,8
4±
0,1
4−
38,7
8±
0,2
−26,6
1±
0,5
6n
YD
98505
300,1
82145
22,7
114623
51,4
1±
0,6
9−
2,1
4±
0,5
3−
251,4
±0,4
−2,3
61±
0,0
03
15,8
1±
0,2
3−
12,4
1±
0,1
4−
11,7
9±
0,1
7n
YD
98767
300,9
0394
29,8
980794
63,0
6±
0,3
4683,9
4±
0,2
2−
524,7
±0,2
7−
45,3
5±
0,0
04
−12,1
8±
0,0
3−
44,8
7±
0,0
2−
63,9
9±
0,3
5n
YD
99115
301,8
32038
−35,5
381297
17,4
6±
0,8
1−
28,3
8±
0,9
−207,5
7±
0,8
3−
40,2
67±
0,0
01
−31,9
5±
0,1
8−
60,0
4±
2,6
415,2
1±
0,3
1n
YD
99496
302,8
7798
−64,6
205785
5,4
6±
1,1
10,6
8±
0,7
344,5
7±
0,8
120,2
69±
0,0
04
31,2
5±
3,3
426,8
3±
7,1
3−
14,5
8±
0,9
nY
D99711
303,4
99509
−0,8
6751448
51,7
7±
0,7
8−
61,1
3±
1,2
1261,3
7±
0,5
−10,8
17±
0,0
02
−16±
0,1
410,3
4±
0,2
618,9
3±
0,2
5n
YD
99825
303,8
19075
−27,0
325358
112,2
2±
0,3
1241,8
5±
0,3
4−
180,9
6±
0,2
1−
54,8
±0,2
−73±
0,1
8−
11,6
4±
0,0
5−
18,7
±0,1
6n
YD
100970
307,0
76754
18,7
696347
25,9
6±
0,9
9348,4
8±
0,9
−58,3
9±
0,7
4−
91,5
8±
0,1
9−
72,4
3±
1,1
2−
75,9
±0,2
1−
39,2
9±
2,2
nY
D
101806
309,4
66406
−60,6
343254
20,0
1±
0,6
6−
190,7
2±
0,4
−65,8
2±
0,5
561,3
42±
0,0
05
67,1
1±
0,7
3−
39,2
6±
0,6
41,5
2±
1,2
5n
YD
101966
309,9
66031
11,2
494475
29,8
3±
0,4
847,3
4±
0,4
983,8
7±
0,3
−31,6
66±
0,4
55
−29,2
2±
0,3
2−
16,3
1±
0,3
910,8
3±
0,1
6Y
D103527
314,6
08179
10,8
393695
13,2
8±
0,3
1−
48,7
5±
0,3
3−
34,4
3±
0,1
70±
518,5
4±
2,4
5−
8,1
7±
3,9
76,5
8±
1,8
8n
YD
104202
316,6
65779
3,8
0299623
13,8
5±
0,5
294,9
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450,4
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0,3
1−
71,8
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0,3
7−
68,6
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1,1
9−
38,5
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0,5
517,6
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0,6
3n
YD
104903
318,7
40805
−20,7
889182
22,0
6±
0,8
2−
38,4
±0,9
4−
119,8
1±
0,3
714,7
21±
0,0
01
22,3
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8−
18,7
4±
0,8
9−
9,8
2±
0,1
5n
YD
106006
322,0
50751
−21,7
255956
21,1
1±
0,6
242,8
6±
0,6
1−
271,5
1±
0,3
6−
9,7
85±
0,0
018
3,0
6±
0,2
9−
61,0
5±
1,7
−13,0
1±
0,5
9n
YD
106440
323,3
91735
−49,0
07018
201,8
7±
1,0
1−
46,0
5±
0,9
5−
817,6
3±
0,5
94,1
±1,8
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6±
1,2
2−
19,4
6±
0,2
50,4
±1,3
YD
106824
324,5
34957
−31,7
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9,2
8±
0,8
420,9
4±
0,9
−83,6
9±
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39,1
±0,2
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7−
41,2
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D108375
329,3
32387
−37,7
633347
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1±
0,6
2−
118,5
3±
0,4
15,3
±0,2
−10,2
1±
0,4
3−
28,0
4±
0,8
5−
16,6
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0,4
1L
A
108859
330,7
9481
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843632
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0,8
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0,7
7−
18,8
1±
0,8
2−
14,7
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016
−5,7
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0,2
1−
15,8
2±
0,1
60,1
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0,3
2L
A109378
332,3
74231
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4756099
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8±
0,4
885,0
7±
0,4
6−
449,7
4±
0,3
−20,9
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0,0
06
4,2
3±
0,1
4−
50,6
6±
0,4
1−
6,4
3±
0,2
3n
YD
109388
332,4
15341
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71130,2
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2,5
6−
19,2
7±
1,3
3−
15,4
±0,3
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0,2
4−
17,5
±0,5
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332,9
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405967
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±0,3
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5±
0,3
4−
18,0
2±
0,3
315,9
8±
0,1
46,5
±0,1
110,7
7±
0,1
4−
10,9
5±
0,1
2n
YD
110813
336,7
63019
−17,2
634039
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3±
0,8
−87,5
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0,9
7−
103,1
7±
0,7
114,1
±1,1
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6±
7,2
6−
40,7
1±
4,8
72,7
1±
1,7
8n
YD
110852
336,8
77962
−77,7
176996
18,2
±0,5
375,7
4±
0,6
4−
92,0
5±
0,4
84,6
934±
0,0
005
−18,1
5±
0,6
2−
25,5
9±
0,6
71,4
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0,1
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A
111143
337,7
52035
−49,4
327987
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0,5
9−
136,0
1±
0,4
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194,4
4±
0,3
3−
0,4
51±
0,0
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25,3
±0,6
2−
30,0
4±
0,7
223,3
9±
0,5
5n
YD
112441
341,6
53383
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9−
53,6
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2−
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4−
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113020
343,3
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−14,2
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6−
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−12,3
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4−
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9−
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A113044
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0,3
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0,3
7−
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6±
0,2
9−
1,1
±0,3
−26,9
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0,3
7−
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0,2
8−
10,2
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−10,2
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4−
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3±
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1−
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0,5
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YD
113357
344,3
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8207,2
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4±
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±0,3
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4−
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4−
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6±
1,3
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2±
1,0
5−
38,7
±0,7
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2,2
1−
59,2
4±
1,3
−6,7
1±
1,3
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YD
114855
348,9
71987
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8769569
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7±
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9368,7
8±
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−17,1
6±
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8−
26,2
±0,7
−72,9
±0,9
2−
42,2
2±
0,5
2−
7,2
±0,7
3n
YD
115100
349,6
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