Nu Octantis

ν Octantis , latinizada como Nu Octantis , es una estrella binaria en la constelación de Octans . Curiosamente, por tener una letra griega tan tardía en su nombre, es la estrella más brillante de esta tenue constelación, con una magnitud aparente de +3,7. Se encuentra a 22,54 pársecs (73,5 años luz) de la Tierra y se aleja a una velocidad radial de +34,4 km/s . La estrella principal tiene un exoplaneta cuya órbita se sitúa a medio camino entre ambas estrellas. 

Este es un sistema binario espectroscópico , ^{[ 11 ]} lo que significa que la binariedad se infirió a partir de desplazamientos Doppler periódicos en las líneas espectrales , que corresponden al movimiento de las estrellas. ^{[ 12 ]} Ambas estrellas tardan 1050 días (2,9 años) en completar una órbita alrededor de la otra, estando separadas por un semieje mayor de 2,61 unidades astronómicas en una órbita algo elíptica. ^{[ 3 ]}

La estrella primaria tiene un tipo espectral K1IV, con una clase de luminosidad IV que indica que es una estrella subgigante que ha fusionado todo el hidrógeno de su núcleo y se ha expandido. Nu Octantis A tiene 1,57 veces la masa del Sol , pero se ha expandido hasta alcanzar 5,04 veces el radio del Sol . ^{[ 9 ]} Su fotosfera se ha enfriado hasta una temperatura efectiva de 4811 K ^{[ 8 ]} y ahora irradia 13,2 veces más luminosidad que el Sol. ^{[ 3 ]} 

La estrella secundaria es una enana blanca con 0,57 veces la masa del Sol. Cuando estaba en la secuencia principal, tenía una masa de2,36 +0,13 −0,15 M _☉  y estaba más cerca de su primaria, en1,31 ± 0,07  UA . Cuando evolucionó a gigante roja y luego a enana blanca, perdió la mayor parte de su masa, aumentando así la separación orbital. La estrella primaria acumuló aproximadamente _0,2 M☉ de la secundaria durante este período. ^{[ 3 ]} 

Nu Octantis es inusual porque su designación Bayer sugeriría que es una de las estrellas más débiles de la constelación, pero en realidad es la más brillante, más de una magnitud más brillante que Alpha Octantis . Parece que Lacaille (quien nombró las estrellas Bayer en Octans) creía que Nu Octantis era una estrella doble (como Mu Octantis ) con una pequeña separación angular, en lugar de una sola estrella brillante. ^{[ 13 ]}

En 2009, se planteó la hipótesis de que el sistema contenía un exoplaneta superjoviano basándose en variaciones en la velocidad radial . ^{[ 6 ]} Una solución prograda fue rápidamente descartada ^{[ 14 ]} pero una solución retrógrada sigue siendo una posibilidad, aunque un estudio postuló que podría deberse a que la estrella secundaria es en sí misma un sistema binario cercano, ^{[ 15 ]} ya que la formación de un planeta en un sistema así sería difícil debido a perturbaciones gravitacionales. ^{[ 16 ]} Para 2021 se habían reunido más pruebas que descartaban una variabilidad estelar y favorecían la existencia del planeta. ^{[ 7 ]} Con nuevas mediciones de velocidad radial, un estudio en 2025 confirmó la existencia del planeta. ^{[ 3 ]}

Los componentes binarios del sistema Nu Octantis estaban inicialmente separados por 1,3 UA, lo que coincide con la separación orbital actual del planeta. Por lo tanto, el planeta no se formó en su órbita actual, sino que migró desde una órbita circumbinaria más larga o se originó a partir de un disco protoplanetario que se formó tras la muerte del progenitor de la enana blanca. ^{[ 3 ]}

• Gamma Cephei y Nu ² Canis Majoris , otras estrellas gigantes de tamaño similar que albergan un planeta joviano.
• Beta Hidrógeno