HD 129116
HD 129116 (b Centauri) é uma estrela binária na constelação de Centaurus. Tem uma magnitude aparente visual de 4,00,[1] sendo visível a olho nu em locais sem muita poluição luminosa. De acordo com as medições de paralaxe pelo satélite Gaia, está localizada a aproximadamente 325 anos-luz (100 parsecs) da Terra.[2] A essa distância, sua magnitude aparente é reduzida em 0,047 devido à extinção causada por gás e poeira no meio interestelar.[3]
| b Centauri | |
|---|---|
 b Centauri pelo VLT/SPHERE, com o planeta b Cen (AB)b indicado pela seta | |
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Centaurus |
| Asc. reta | 14h 41m 57,6s[1] |
| Declinação | -37° 47′ 36,6″[1] |
| Magnitude aparente | 4,00[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | B3V[1] |
| Cor (U-B) | -0,69[1] |
| Cor (B-V) | -0,17[1] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 2,60 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -29,83 ± 0,37 mas/a[2] |
| Mov. próprio (DEC) | -31,91 ± 0,52 mas/a[2] |
| Paralaxe | 10,0339 ± 0,3143 mas[2] |
| Distância | 325 ± 10 anos-luz 100 ± 3 pc |
| Magnitude absoluta | -0,99 |
| Detalhes | |
| Massa | 5–6[3] M☉ |
| Raio | 2,93 ± 0,12[4] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,23 ± 0,03 cgs[4] |
| Luminosidade | 647,03[5] L☉ |
| Temperatura | 18445 ± 344[4] K |
| Metalicidade | [M/H] = -0,12 ± 0,13[4] |
| Rotação | v sin i = 129 km/s[6] |
| Idade | 15 ± 2 milhões[3] de anos |
| Outras denominações | |
| b Centauri, CD-37 9618, HR 5471, HD 129116, HIP 71865, SAO 205839.[1] | |
  | |
A estrela primária do sistema é uma estrela quente de classe B com um tipo espectral de B3V e uma massa de 5–6 vezes a massa solar. A estrela secundária é uma companheira próxima a aproximadamente 1 UA da primária, com uma massa de até 4,4 vezes a massa solar. Em 2021, foi anunciada a descoberta por imagens diretas de um planeta extrassolar massivo orbitando o par de estrelas (um planeta circumbinário) a uma distância de aproximadamente 560 UA.[3]
Sistema estelar
editarEste é um sistema estelar jovem, pertencente ao subgrupo Centaurus Superior-Lupus da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol. Essa é uma associação de estrelas com origem e movimento pelo espaço comuns.[7] A região do subgrupo Centaurus Superior-Lupus na qual b Centauri está localizada parece ter uma idade uniforme de 15 milhões de anos, que é portanto considerada a idade deste sistema (com uma incerteza de 2 milhões de anos).[3] As medições de paralaxe pela sonda Gaia indicam que b Centauri está a aproximadamente 325 anos-luz (100 parsecs) da Terra.[2] Foi notado que a presença da estrela companheira pode atrapalhar as medições de paralaxe, portanto esse valor da distância pode não ser muito preciso. Mesmo assim, b Centauri parece estar do lado mais próximo da associação Scorpius–Centaurus, o que é indicado também por seu movimento próprio maior que a média da associação.[3]
A estrela primária do sistema, b Centauri A, é uma estrela de classe B da sequência principal com um tipo espectral de B3V.[1] Modelos evolucionários estimam que tem uma massa entre 5,6 e 6,0 vezes a massa solar (M☉), dependendo da luminosidade estimada para a estrela secundária.[3] Seu raio é equivalente a 2,9 raios solares.[4] Sua fotosfera está brilhando com 650 vezes a luminosidade solar[5] a uma temperatura efetiva de 18 500 K,[4] conferindo à estrela a coloração azul-branca de estrelas de classe B.[8] Possui uma rotação relativamente rápida, com uma velocidade de rotação projetada de 129 km/s,[6] e uma metalicidade próxima da solar ou levemente menor.[4]
Na década de 1960 foi constatado que a estrela primária tem velocidade radial variável, o que é evidência de uma estrela secundária no sistema, mas nenhuma órbita foi publicada.[9] A existência da estrela secundária, b Centauri B, foi confirmada em uma observação interferométrica de 2010, revelando-a a uma separação de 9,22 milissegundos de arco de primária, o que corresponde a 1,0 UA na distância do sistema.[10] A diferença de magnitude observada entre as estrelas é de 1,06,[10] da qual é calculada uma massa de 4,4 M☉ para a estrela secundária. No entanto, esse valor para a diferença de magnitude é incerto, já que foi baseado em uma única observação feita no limite da capacidade do instrumento, então a massa de 4,4 M☉ é considerada uma estimativa máxima.[3] Considerando todas as incertezas, a massa total do sistema é estimada entre 6 e 10 M☉.[3]
Sistema planetário
editarO sistema b Centauri foi incluído na pesquisa BEAST, que usa o instrumento SPHERE no Very Large Telescope para procurar planetas ao redor de estrelas de tipo B na associação Scorpius–Centaurus. O instrumento SPHERE é equipado com um coronógrafo sofisticado que bloqueia a luz de uma estrela e permite fotografar diretamente planetas massivos ao seu redor.[11] A primeira observação do sistema em 2019 detectou um objeto a uma separação de 5,3 segundos de arco com cores infravermelhas consistentes com um planeta massivo. Uma segunda observação em 2021 confirmou que o objeto possui movimento próprio igual ao de b Centauri e portanto pertence fisicamente ao sistema.[3] Os autores desse estudo também procuraram observações antigas de b Centauri e descobriram que o planeta foi fotografado pelo telescópio de 3,6 metros do ESO em 2000, mas não foi reconhecido como um planeta na época.[3][12] Com uma estrela primária de 5–6 M☉ e uma massa total do sistema de 6–10 M☉, b Centauri é o sistema estelar mais massivo ao redor do qual um planeta foi descoberto; anteriormente, a estrela mais massiva com um planeta conhecido tinha 3 M☉. A descoberta foi publicada em dezembro de 2021 na revista científica Nature e foi liderada pelo astrônomo Markus Janson da Universidade de Estocolmo.[3]
Denominado b Centauri (AB)b (abreviado como 'b Cen (AB)b'), o planeta é circumbinário e orbita o par de estrelas a uma distância projetada de 560 unidades astronômicas. O conjunto de observações em três épocas diferentes mostra indícios do movimento orbital do planeta ao redor das estrelas centrais, mas ainda não é possível determinar a órbita com precisão. Os dados são consistentes com um período orbital entre 2650 e 7170 anos, inclinação entre 128 e 157 graus, e excentricidade menor que 0,4.[3]
As imagens do SPHERE mostram que o planeta tem aproximadamente 0,01% da luminosidade solar, um vestígio de sua formação recente. Com base nessa luminosidade e na idade do sistema, modelos de resfriamento planetário estimam para b Cen (AB)b uma massa de aproximadamente 11 vezes a massa de Júpiter. A razão de massas entre b Cen (AB)b e a estrela binária central é de 0,10—0,17%, um valor similar ao do sistema Sol–Júpiter e consistente com a ideia de que estrelas mais massivas tendem a ter planetas mais massivos.[3]
O mecanismo de formação de b Cen (AB)b é incerto. Acredita-se que a maioria dos planetas gigantes são formados pela acreção de um núcleo rochoso, que, ao atingir uma massa crítica, passa a acumular rapidamente o gás do disco circunstelar. Esse mecanismo não pode explicar b Cen (AB)b, pois o processo se torna menos eficiente a grandes distâncias da estrela, e os discos circunstelares de estrelas massivas como b Centauri A dissipam muito mais rápido. O mais provável é que o planeta se formou diretamente do gás do disco circunstelar, através do mecanismo de instabilidade gravitacional. Esse processo é muito mais rápido que a acreção de um núcleo rochoso, e pode atuar mesmo a distâncias de centenas de unidades astronômicas. Também é possível que o planeta se formou mais próximo das estrelas centrais e foi jogado para sua posição atual por interações gravitacionais, mas isso não é considerado provável já que não há evidências de outros planetas no sistema e a excentricidade de b Cen (AB)b é baixa.[3]
A descoberta de b Cen (AB)b mostra que planetas podem existir mesmo ao redor de estrelas massivas. Estudos anteriores haviam relatado que a taxa de ocorrência de planetas cai para estrelas de mais de 2 M☉ e chega a zero para estrelas de 3 M☉, mas esses resultados são válidos apenas para planetas próximos, os quais o método da velocidade radial pode detectar. Os descobridores de b Cen (AB)b argumentaram que o baixo tempo de vida dos discos circunstelares de estrelas massivas evita que planetas migrem para distâncias próximas das estrelas, mas permite a existência de planetas distantes como b Cen (AB)b.[3]
| Planeta | Massa |
Separação projetada (UA) |
Período orbital (anos) |
Excentricidade |
Inclinação |
|---|---|---|---|---|---|
| (AB)b | 10,9 ± 1,6 MJ |
556 ± 17 |
2650–7170 |
<0,40 |
128–157° |
Ver também
editarReferências
- ↑ a b c d e f g h i j «SIMBAD query result - b Cen». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 27 de maio de 2017
- ↑ a b c d e Gaia Collaboration: Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; et al. (maio de 2021). «Gaia Early Data Release 3. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 649: A1, 20 pp. Bibcode:2021A&A...649A...1G. arXiv:2012.01533
. doi:10.1051/0004-6361/202039657 Catálogo VizieR
- ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q Janson, Markus; et al. (dezembro de 2021). «A wide-orbit giant planet in the high-mass b Centauri binary system». Nature. 600 (7888): 231-234. Bibcode:2021Natur.600..231J. doi:10.1038/s41586-021-04124-8
- ↑ a b c d e f g Fitzpatrick, E. L.; Massa, D. (março de 2005). «Determining the Physical Properties of the B Stars. II. Calibration of Synthetic Photometry». The Astronomical Journal. 129 (3). pp. 1642–1662. Bibcode:2005AJ....129.1642F. doi:10.1086/427855
- ↑ a b McDonald, I.; Zijlstra, A. A.; Boyer, M. L. (novembro de 2012). «Fundamental parameters and infrared excesses of Hipparcos stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 427 (1): 343–357. Bibcode:2012MNRAS.427..343M. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x
- ↑ a b Wolff, S. C.; Strom, S. E.; Dror, D.; Venn, K. (março de 2007). «Rotational Velocities for B0-B3 Stars in Seven Young Clusters: Further Study of the Relationship between Rotation Speed and Density in Star-Forming Regions». The Astronomical Journal. 133 (3): 1092–1103. Bibcode:2007AJ....133.1092W. doi:10.1086/511002
- ↑ de Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; Blaauw, A. (janeiro de 1999). «A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations». The Astronomical Journal. 117 (1): 354–399. Bibcode:1999AJ....117..354D. doi:10.1086/300682
- ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 27 de maio de 2017
- ↑ Gutierrez-Moreno, Adelina; Moreno, Hugo (junho de 1968), «A photometric investigation of the Scorpio-Centaurus association», Astrophysical Journal Supplement, 15: 459, Bibcode:1968ApJS...15..459G, doi:10.1086/190168
- ↑ a b Rizzuto, A. C; et al. (dezembro de 2013). «Long-baseline interferometric multiplicity survey of the Sco-Cen OB association». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 436 (2). pp. 1694–1707. Bibcode:2013MNRAS.436.1694R. doi:10.1093/mnras/stt1690
- ↑ Janson, Markus; et al. (fevereiro de 2021). «BEAST begins: sample characteristics and survey performance of the B-star Exoplanet Abundance Study». Astronomy & Astrophysics. 646: A164, 21 pp. Bibcode:2021A&A...646A.164J. doi:10.1051/0004-6361/202039683
- ↑ Shatsky, N.; Tokovinin, A. (janeiro de 2002). «The mass ratio distribution of B-type visual binaries in the Sco OB2 association». Astronomy and Astrophysics. 382: 92-103. Bibcode:2002A&A...382...92S. doi:10.1051/0004-6361:20011542
