Chi Virginis

χ Virginis
Dados observacionais (J2000)
Constelação Virgo
Asc. reta 12h 39m 14,77s[1]
Declinação -07° 59′ 44,03″[1]
Magnitude aparente 4,643[1]
Características
Tipo espectral K2III[2]
Cor (B-V) 1,243[1]
Astrometria
Velocidade radial -18,11 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -77,22 mas/a[3]
Mov. próprio (DEC) -24,41 mas/a[3]
Paralaxe 10,3526 ± 0,1151 mas[3]
Distância 315,0 ± 3,5 anos-luz
96,6 ± 1,1 pc
Magnitude absoluta −0,11 ± 0,06[2]
Detalhes[2]
Massa 2,17 ± 0,28 M☉
Raio 20,9 ± 1,1 R☉
Gravidade superficial log g = 2,10 ± 0,10 cgs
Luminosidade 154 L☉
Temperatura 4445 ± 70 K
Metalicidade [Fe/H] = 0,19 ± 0,05
Rotação v sin i = <2,0 km/s
Idade 0,95 ± 0,40 bilhões de anos
Outras denominações
Chi Virginis, BD-07 3452, FK5 475, HR 4813, HD 110014, HIP 61740, SAO 138892.[1]
Chi Virginis

Chi Virginis (χ Virginis, HD 110014) é uma estrela na constelação de Virgo. Sua magnitude aparente visual é igual a 4,64,[1] sendo brilhante o suficiente para ser vista a olho nu sob condições de visualização adequadas. A partir de medições de paralaxe, do terceiro lançamento do catálogo Gaia, esta estrela está a uma distância de cerca de 315 anos-luz (97 parsecs) da Terra,[3] correspondendo a uma magnitude absoluta de -0,11.[2]

Características

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Chi Virginis é uma estrela gigante de classe K com um tipo espectral de K2III, o que indica que é uma estrela evoluída que já consumiu o hidrogênio em seu núcleo e abandonou a sequência principal. Modelos evolucionários, com base na luminosidade e temperatura da estrela, indicam que ela pode estar no fim da fase de queima de hélio no núcleo, tendo uma massa de 1,9 massas solares e uma idade de 1,55 bilhões de anos, ou na primeira ascensão do ramo de gigante vermelha (antes da queima de hélio), tendo uma massa de 2,4 massas solares e uma idade de 0,68 bilhões de anos.[2]

Como uma estrela gigante, Chi Virginis expandiu-se para um raio de 21 vezes o raio solar, dando à estrela uma luminosidade 154 vezes superior à solar. A temperatura efetiva na fotosfera da estrela é de cerca de 4 450 K,[2] o que confere a ela a coloração alaranjada típica de estrelas de classe K.[4] Chi Virginis é uma estrela rica em metais, com 155% da abundância de ferro do Sol, e está rotacionando lentamente, com uma velocidade de rotação projetada menor que 2 km/s.[2] Sua magnitude aparente parece ter uma pequena variação a longo prazo com um período de 1687 dias, o que pode ser causado por um ciclo de atividade magnética.[5]

Esta estrela tem três companheiras ópticas, com separações de 177, 223 e 321 segundos de arco e magnitudes aparentes de 8,8, 10,6 e 9,0.[6] Nenhuma é identificada como uma companheira física, e Chi Virginis é considerada uma estrela solitária.[7] No terceiro lançamento do catálogo Gaia, essas estrelas têm respectivamente paralaxes de 6,6, 1,5 e 2,4 mas, confirmando que estão mais distantes que Chi Virginis.[3]

Sistema planetário

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Em 2009, foi descoberto um planeta extrassolar massivo orbitando Chi Virginis com um período orbital de 835 dias. Ele foi detectado pelo método da velocidade radial a partir de observações da estrela pelos espectrógrafos FEROS, HARPS e CORALIE, no período entre outubro de 1999 e outubro de 2008. Evidência foi encontrada para uma segunda periodicidade na velocidade radial, com período de 130 dias, que poderia ser causada por um planeta adicional no sistema.[2] Em 2015, uma reanálise de dados do FEROS e HARPS de até 2012 refinou os parâmetros do planeta externo e confirmou a existência do sinal de 130 dias. Os autores desse estudo concluíram que o sinal de 130 dias provavelmente é causado por um segundo planeta no sistema, mas não conseguiram descartar uma possível origem em uma mancha fria na superfície da estrela.[5]

O planeta mais externo, Chi Virginis b, é um objeto massivo com uma massa mínima de 10,7 vezes a massa de Júpiter, estando próximo do limite entre planetas e anãs marrons. Está orbitando a estrela em uma órbita com período de cerca de 880 dias, semieixo maior de 2,3 UA e uma excentricidade moderada de 0,26. O planeta mais interno, Chi Virginis c, também é um objeto massivo e tem uma massa mínima de 3,1 vezes a massa de Júpiter. Sua órbita de 130 dias tem uma alta excentricidade de 0,44, levando o planeta entre 0,36 e 1,00 UA da estrela.[5] Apesar da proximidade e alta massa dos planetas, simulações mostram que o sistema é estável a longo prazo.[8]

O sistema Chi Virginis [5]
Planeta Massa
 Semieixo maior
(UA)
 Período orbital
(dias)
 Excentricidade
c (não confirmado) 3,1 ± 0,4 MJ
 0,64 ± 0,003
 130,0 ± 0,9
 0,44 ± 0,2
b 10,7 ± 1,0 MJ
 2,31 ± 0,04
 882,6 ± 21,5
 0,26 ± 0,1

Ver também

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Referências

  1. ↑ a b c d e f g «* chi Vir -- Double or multiple star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 16 de dezembro de 2017 
  2. ↑ a b c d e f g h de Medeiros, J. R.; et al. (setembro de 2009). «A planet around the evolved intermediate-mass star HD 110014». Astronomy and Astrophysics. 504 (2): 617-623. Bibcode:2009A&A...504..617D. doi:10.1051/0004-6361/200911658 
  3. ↑ a b c d e Gaia Collaboration: Vallenari, A.; Brown, A. G. A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (julho de 2022). «Gaia Data Release 3: Summary of the content and survey properties». eprint arXiv:2208.00211. Bibcode:2022arXiv220800211G. arXiv:2208.00211Acessível livremente.  Catálogo VizieR
  4. ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 16 de dezembro de 2017 
  5. ↑ a b c d Soto, M. G.; Jenkins, J. S.; Jones, M. I. (agosto de 2015). «RAFT - I. Discovery of new planetary candidates and updated orbits from archival FEROS spectra». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 451 (3): 3131-3144. Bibcode:2015MNRAS.451.3131S. doi:10.1093/mnras/stv1144 
  6. ↑ Mason, Brian D.; et al. (dezembro de 2001). «The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog». The Astronomical Journal. 122 (6): 3466-3471. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920 
  7. ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (setembro de 2008). «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (2): 869-879. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x 
  8. ↑ Marshall, J. P.; Horner, J.; Wittenmyer, R. A.; Clark, J. T.; Mengel, M. W. (maio de 2020). «Stability analysis of three exoplanet systems». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 494 (2): 2280-2288. Bibcode:2020MNRAS.494.2280M 

Ligações externas

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  • HD 110014 The Extrasolar Planets Encyclopaedia