HIP 79098
| HIP 79098 | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Scorpius |
| Asc. reta | 16h 08m 43,7s[1] |
| Declinação | -23° 41′ 07,5″[1] |
| Magnitude aparente | 5,88[1] (5,87 a 5,90)[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | B9V[1] B9 Mn P Ga[3] B9 IVn + Ap(Si)s[4] |
| Cor (U-B) | -0,31[1] |
| Cor (B-V) | 0,02[1] |
| Variabilidade | α2 CVn[2] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | -16,0 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -10,09 ± 0,22 mas/a[5] |
| Mov. próprio (DEC) | -26,09 ± 0,18 mas/a[5] |
| Paralaxe | 6,4762 ± 0,1839 mas[5] |
| Distância | 504 ± 14 anos-luz 154 ± 4 pc |
| Magnitude absoluta | −0,33 ± 0,07[6] |
| Detalhes | |
| Massa | 3,46 ± 0,14[7] 2,5[6] M☉ |
| Luminosidade | 190 ± 40[7] L☉ |
| Temperatura | 12430 ± 460[7] K |
| Rotação | v sin i = 45,0 ± 1,5 km/s[7] |
| Idade | 10 ± 3 milhões[6] de anos |
| Outras denominações | |
| CD-23 12731, HR 6003, HD 144844, HIP 79098, SAO 184164.[1] | |
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HIP 79098 é uma estrela binária na constelação de Scorpius. Tem uma magnitude aparente visual de 5,88,[1] sendo visível a olho nu apenas em céus muito escuros. Com base em medições de paralaxe pela sonda Gaia, está localizada a aproximadamente 500 anos-luz (154 parsecs) da Terra.[5]
O sistema é formado por uma estrela quimicamente peculiar de tipo B, mais uma companheira espectroscópica de tipo desconhecido. Outras duas estrelas anãs vermelhas afastadas podem fazer parte do sistema, a separações de 9500 e 12900 UA. Em 2019, uma anã marrom foi descoberta orbitando o par de estrelas a uma distância de aproximadamente 350 UA.[6]
Sistema estelar
[editar | editar código-fonte]Este é um sistema estelar jovem, pertencente ao subgrupo Scorpius Superior da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol. Essa é uma associação de estrelas com origem e movimento pelo espaço comuns. O subgrupo Scorpius Superior é o mais jovem da associação e tem uma idade estimada de aproximadamente 10 milhões de anos, que é portanto a idade de HIP 79098.[6]
HIP 79098 tem um tipo espectral de B9V,[1] indicando que a estrela primária é uma estrela de classe B da sequência principal. O espectro do sistema é complexo e já foi classificado também como B9 Mn P Ga,[3] e B9IVn+Ap(Si)s.[4] A primária é uma estrela quimicamente peculiar do tipo HgMn (estrela de mercúrio-manganês),[7] possuindo linhas espectrais fortes de manganês e gálio, e linhas fracas de hélio.[3] Ela é também uma estrela variável, oscilando entre magnitudes 5,87 e 5,90 com um período de 2,69 dias, sendo classificada como uma variável α2 Canum Venaticorum.[2] Um período secundário de 0,28 dias também foi detectado. Esses ciclos de variabilidade podem ser causados pela rotação da estrela ou por pulsações.[7] A massa da estrela primária é estimada em cerca de 2,5 vezes a massa solar.[6]
O espectro do sistema possui as linhas de uma segunda estrela, tornando HIP 79098 uma binária espectroscópica de linha dupla.[8] Embora sua natureza exata seja desconhecida, essa estrela secundária provavelmente tem uma massa elevada, podendo ser quase tão massiva quanto a primária. A velocidade radial da estrela primária parece ter grandes variações causadas pela órbita do sistema, mas diferentes estudos dão resultados contraditórios sobre o tamanho dessas variações, portanto não é possível determinar os parâmetros básicos do sistema como massa das estrelas e órbita.[6] A presença da estrela companheira também é evidenciada pelos dados astrométricos das sondas Hipparcos e Gaia, que possuem uma grande anomalia em relação à hipótese de movimento próprio constante.[9]
Outras duas estrelas próximas a HIP 79098 no céu possuem movimento próprio e distâncias similares aos de HIP 79098 e portanto podem fazer parte do sistema. Ambas são anãs vermelhas de baixa massa e também são membros confirmados da associação Scorpius–Centaurus. A primeira tem um tipo espectral de M5 e está separada de HIP 79098 por 65 segundos de arco, ou 9500 UA. A segunda é mais brilhante e tem um tipo espectral de M3.25, estando a uma separação de 88 segundos de arco, ou 12900 UA.[10][6]
Anã marrom
[editar | editar código-fonte]Em 2019 foi publicada a descoberta de uma anã marrom orbitando HIP 79098, como parte da pesquisa BEAST, que busca planetas ao redor de estrelas de tipo B na associação Scorpius–Centaurus. Esse objeto foi identificado em imagens antigas de 2000 pelo telescópio de 3,6 metros do ESO, de 2004 pelo instrumento NACO no Very Large Telescope, e de 2015 pelo instrumento SPHERE no Very Large Telescope. Estudos anteriores notaram o objeto, mas o consideraram vermelho demais para pertencer ao sistema HIP 79098, então ele foi classificado como uma estrela de fundo. O estudo de 2019 combinou todas as observações do objeto e mostrou que ele possui movimento próprio igual ao de HIP 79098, confirmando que está associado fisicamente ao sistema.[6]
Denominada HIP 79098 (AB)b, a anã marrom é circumbinária e foi observada a uma separação de 2,4 segundos de arco do par central de estrelas, o que equivale a 345 ± 6 UA. Sua cor é mais vermelha que a esperada para um objeto de sua luminosidade, o que é típico de anãs marrons jovens e explica por que HIP 79098 (AB)b não foi detectada nos estudos anteriores. Sua luminosidade e cor são consistentes com um tipo espectral de M9–L0, massa de 15–26 vezes a massa de Júpiter, e temperatura efetiva de 2300–2600 K.[6]
A razão de massas entre HIP 79098 (AB)b e a estrela binária central é estimada em 0,3–1%. Esse valor baixo é similar ao de alguns planetas massivos, e pode sugerir que HIP 79098 (AB)b representa o limite da população planetária, ao invés de ter se formado como uma estrela.[6]
Ver também
[editar | editar código-fonte]- ↑ a b c d e f g h i j «HD 144844 -- Variable Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 26 de março de 2022
- ↑ a b c «VSX : Detail for NSV 7470». The International Variable Star Index. American Association of Variable Star Observers (AAVSO). Consultado em 26 de março de 2022
- ↑ a b c Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (janeiro de 2009). «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+, 2007-2017)». VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S
- ↑ a b Abt, Helmut A.; Morrell, Nidia I. (julho de 1995). «The Relation between Rotational Velocities and Spectral Peculiarities among A-Type Stars». Astrophysical Journal Supplement. 99. 135 páginas. Bibcode:1995ApJS...99..135A. doi:10.1086/192182
- ↑ a b c d 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 Janson, Markus; et al. (junho de 2019). «The B-Star Exoplanet Abundance Study: a co-moving 16–25 MJup companion to the young binary system HIP 79098». Astronomy & Astrophysics. 626: A99, 8 pp. Bibcode:2019A&A...626A..99J. doi:10.1051/0004-6361/201935687
- ↑ a b c d e f Paunzen, E.; et al. (fevereiro de 2013). «A photometric study of chemically peculiar stars with the STEREO satellites - II. Non-magnetic chemically peculiar stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 429 (1): p.119-125. Bibcode:2013MNRAS.429..119P. doi:10.1093/mnras/sts318
- ↑ Schöller, M.; Correia, S.; Hubrig, S.; Ageorges, N. (novembro de 2010). «Multiplicity of late-type B stars with HgMn peculiarity». Astronomy and Astrophysics. 522: A85, 12 pp. Bibcode:2010A&A...522A..85S. doi:10.1051/0004-6361/201014246
- ↑ Kervella, Pierre; Arenou, Frédéric; Mignard, François; Thévenin, Frédéric (março de 2019). «Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly». Astronomy & Astrophysics. 623: A72, 23 pp. Bibcode:2019A&A...623A..72K. doi:10.1051/0004-6361/201834371
- ↑ Luhman, K. L. ; Mamajek, E. E. (outubro de 2012). «The Disk Population of the Upper Scorpius Association». The Astrophysical Journal. 758 (1): artigo 31, 13 pp. Bibcode:2012ApJ...758...31L. doi:10.1088/0004-637X/758/1/31
