HD 129116

b Centauri, estrela de Centaurus
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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]
HD 129116

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

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Este 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

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O 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]

 
Impressão artística do planeta b Cen (AB)b

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]

O sistema b Centauri [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

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Referências

  1. 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 
  2. 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
  3. 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 
  4. 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 
  5. 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 
  6. 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 
  7. 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 
  8. «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 
  9. 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 
  10. 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 
  11. 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 
  12. 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 

Ligações externas

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