HD 142

HD 142
Dados observacionais (J2000)
Constelação Phoenix
HD 142 A
Asc. reta 00h 06m 19,18s[1]
Declinação -49° 04′ 30,68″[1]
Magnitude aparente 5,70[1]
HD 142 B
Asc. reta 00h 06m 19,15s[2]
Declinação -49° 04′ 34,92″[2]
Magnitude aparente 11,5[2]
Características
HD 142 A
Tipo espectral F7V[3]
Cor (B-V) 0,52[1]
HD 142 B
Tipo espectral K8.5–M1.5[4]
Astrometria
HD 142 A
Velocidade radial 6,0 km/s[1]
Mov. próprio (AR) 575,030 ± 0,058 mas/a[5]
Mov. próprio (DEC) -40,690 ± 0,077 mas/a[5]
Paralaxe 38,1605 ± 0,0648 mas[5]
Distância 85,45 ± 0,14 anos-luz
26,21 ± 0,04 pc
Magnitude absoluta 3,6
HD 142 B
Mov. próprio (AR) 566,923 ± 0,387 mas/a[5]
Mov. próprio (DEC) -16,876 ± 0,273 mas/a[5]
Paralaxe 38,2968 ± 0,0875 mas[5]
Distância 85,17 ± 0,19 anos-luz
26,11 ± 0,06 pc
Magnitude absoluta 9,4
Detalhes
HD 142 A
Massa 1,25 ± 0,01[6] M☉
Raio 1,38 ± 0,02[6] R☉
Gravidade superficial log g = 4,16 ± 0,05 cgs[6]
Luminosidade 2,81 ± 0,05[7] L☉
Temperatura 6282 ± 30[6] K
Metalicidade [Fe/H] = 0,07 ± 0,02[6]
Rotação v sin i = 10,4 ± 0,5 km/s[8]
Período = < 7 ± 1 d[9]
Idade 2,56 ± 0,23 bilhões[6]
de anos
HD 142 B
Massa 0,59 ± 0,02[4] M☉
Outras denominações
CD-49 14337, HR 6, HD 142, HIP 522, LFT 11, LTT 37, SAO 214963.[1]
HD 142

HD 142 é uma estrela binária na constelação de Phoenix. A estrela primária tem uma magnitude aparente visual de 5,7,[1] sendo visível a olho nu em excelentes condições de visualização. De acordo com dados de paralaxe, do segundo lançamento do catálogo Gaia, o sistema está localizado a uma distância de 85 anos-luz (26 parsecs) da Terra.[5]

A estrela primária do sistema é uma estrela de classe F da sequência principal, sendo maior e mais luminosa que o Sol, enquanto a secundária é uma anã de classe K ou M separada da primária por cerca de 100 UA. Em 2001 foi descoberto um planeta extrassolar massivo orbitando a estrela primária com período de 339 dias.[10] Em 2012, um segundo planeta foi descoberto, um análogo a Júpiter com período de cerca de 6 000 dias.[11] Além da órbita dos planetas existe ainda um disco de detritos, detectado por sua emissão infravermelha.[12]

Sistema estelar

[editar | editar código-fonte]

HD 142 A

[editar | editar código-fonte]

A estrela primária do sistema, HD 142 A ou simplesmente HD 142, é uma estrela de classe F da sequência principal com um tipo espectral de F7V.[3] A estrela pode ser levemente evoluída, e uma classificação de G1IV, de subgigante, já foi proposta.[10][11] No diagrama HR, a estrela encontra-se 0,28 magnitudes acima da sequência principal.[13] Modelos de evolução estelar estimam uma massa de 125% da massa solar e um raio de 138% do raio solar, com uma idade mais provável de 2,6 bilhões de anos.[6] A fotosfera da estrela está brilhando com 2,8 vezes a luminosidade solar[7] e apresenta uma temperatura efetiva de 6 280 K.[6]

Esta estrela tem uma alta metalicidade, a abundância de elementos mais pesados que hélio, com uma proporção de ferro 17% superior à solar ([Fe/H] = 0,07 ± 0,02).[6] A abundância de outros elementos é alta também, e de outros 17 elementos estudados apenas cobre tem uma abundância significativamente inferior à solar (50% da solar, [Cu/H] = -0,29 ± 0,04).[6] Um estudo calculou uma proporção de carbono de 162% da solar, e de oxigênio de 120% da solar, para uma razão C/O igual a 0,78, um valor alto maior que o solar de 0,58.[14] A estrela tem abundâncias de berílio e lítio anormalmente altas, para uma estrela de sua temperatura e idade.[15] A abundância de elementos alfa, como magnésio, titânio e silício, é praticamente igual à abundância de ferro.[16] A estrela segue a tendência de que estrelas com planetas gigantes são mais ricas em metais.[16]

HD 142 A tem um baixo nível de atividade cromosférica, conforme evidenciado por seu índice espectral de atividade (log R′HK = -4,92),[11] por sua estabilidade fotométrica[9] e por sua baixa emissão de raios X.[17] Um baixo nível de atividade é normalmente associado a uma lenta rotação, mas esse não parece ser o caso para HD 142, que tem uma alta velocidade de rotação projetada de 10,4 km/s. A alta velocidade de rotação dificulta a medição precisa da velocidade radial da estrela, resultando em um nível de ruído (jitter) acima do esperado.[11] Essa discrepância leva ainda a estimativas contraditórias para a idade da estrela; a baixa atividade é típica de estrelas mais velhas que o Sol, enquanto a rápida rotação indicaria uma idade de menos de 1,3 bilhões de anos. No entanto, essas calibrações de idade-atividade podem não ser válidas para HD 142 A, que tem um tipo espectral muito quente e parece ser levemente evoluída. A melhor estimativa para sua idade continua sendo a de modelos evolucionários, de 2,6 bilhões de anos.[9]

HD 142 B

[editar | editar código-fonte]

A estrela secundária, HD 142 B, tem uma magnitude aparente visual de 11,5[2] e é conhecida como uma companheira visual desde 1894, e mais recentemente na década de 2000 foi confirmada como uma companheira física com base em seu movimento próprio, igual ao da estrela primária.[18][19][4] Observações fotométricas sugerem que essa estrela tem um tipo espectral entre K8.5 e M1.5 e uma massa próxima de 59% da massa solar.[4] Ela está separada da estrela primária por cerca de 4 segundos de arco, o equivalente a 105 UA à distância do sistema. Essa separação está lentamente diminuindo desde as primeiras observações do sistema, com a estrela secundária se movendo quase na direção da primária, o que é evidência de uma órbita vista de lado com um período de mais de mil anos.[11] Simulações baseadas na pequena fração observada da órbita indicam que ela mais provavelmente tem uma inclinação de 90–100° e um semieixo maior próximo de 150 UA. As observações ainda não permitem estimar a excentricidade; valores entre 0 e 0,3 são igualmente prováveis, enquanto valores maiores têm chance progressivamente menor, mas não são descartados.[9]

Cinemática

[editar | editar código-fonte]

O sistema está se afastando do Sistema Solar com uma velocidade radial de 6 km/s,[1] e possui um alto movimento próprio, o movimento no plano do céu, de 576 mas/a.[5] A velocidade espacial de HD 142, em relação ao sistema local de repouso, é representada pelo vetor (U, V, W) = (-46, -25, 8) km/s, consistente com associação do sistema ao disco fino da Via Láctea, formado por estrelas mais jovens e ricas em metais, incluindo a maioria das estrelas na vizinhança solar. A composição química da estrela primária, em especial a abundância de elementos alfa, também indica associação ao disco fino.[16]

Sistema planetário

[editar | editar código-fonte]

Em 2001 foi anunciada a descoberta de um planeta extrassolar orbitando HD 142, detectado pelo método da velocidade radial como parte do Anglo-Australian Planet Search. A estrela foi observada 27 vezes pelo espectrógrafo UCLES, no Telescópio Anglo-Australiano, entre janeiro de 1998 e outubro de 2001, revelando variações na sua velocidade radial consistentes com a presença de um planeta gigante com período de 339 dias e excentricidade de 0,37.[10] A estrela continuou sendo monitorada pelo UCLES, e conforme novas observações foram feitas, uma tendência linear ficou aparente no conjunto de dados, indicando a presença de um segundo objeto mais afastado no sistema.[13] Uma tentativa inicial de ajustar uma órbita aos dados estimou um período de mais de 10 anos e uma massa de mais de 4 massas de Júpiter (MJ), mas com baixa significância.[20] Em 2012, com um total de 82 dados de velocidade radial de até dezembro de 2011, a órbita do segundo planeta ficou clara e sua existência foi confirmada, enquanto a órbita do primeiro planeta foi refinada.[11]

O primeiro planeta detectado, HD 142 b, é um gigante gasoso com uma massa mínima de 1,25 MJ, situado a uma distância média de 1,02 UA da estrela. Sua órbita tem um período de cerca de 350 dias e uma excentricidade de 0,17. O planeta mais afastado, HD 142 c, também é um gigante gasoso massivo, e com sua longa órbita pode ser considerado um análogo a Júpiter. Na melhor solução orbital, ele tem uma massa mínima de 5,3 MJ, e sua órbita tem um período de aproximadamente 6 000 dias, excentricidade de 0,21 e semieixo maior de 6,8 UA. No entanto, dado seu longo período orbital, maior que o período de observação da estrela, esses valores ainda são bastante incertos. Modelos de probabilidade indicam, por exemplo, que seu período pode ser de até 22 200 dias, e que sua massa mínima deve estar entre 3,7 e 11,6 MJ.[11]

O modelo de dois planetas ainda não apresenta um ajuste satisfatório aos dados de velocidade radial, apresentando resíduos com desvio padrão de 11,2 m/s, um valor maior que o nível de ruído (jitter) estimado para a estrela de 4,45 m/s. Uma possibilidade é que o nível de jitter por atividade estelar foi subestimado, o que é plausível dada a rápida rotação da estrela. Alternativamente, os altos resíduos podem ser evidência de um terceiro planeta no sistema. Análise dos dados de velocidade radial sugerem a presença um possível terceiro sinal com período de 108 dias, que seria causado por um planeta com 0,3 MJ a uma distância de 0,47 UA. No entanto, esse sinal não tem o nível de significância estatística necessário para ser considerado um planeta real. Uma análise da estabilidade do sistema indica que para o planeta de 108 dias existir, sua excentricidade orbital deve ser baixa.[11]

O planeta mais afastado é um alvo promissor para ser observado diretamente por telescópios infravermelhos, dada sua alta massa mínima e alta separação da estrela. Um estudo de 2018, usando observações do sistema pelo instrumento SPHERE, do Very Large Telescope, calculou uma probabilidade de detecção de mais de 5% para o planeta, considerando a incerteza na massa real, mas não conseguiu detectá-lo na separação prevista de 0,3 segundos de arco. Com isso, um limite máximo de 24 MJ foi encontrado para a massa do objeto, correspondendo a uma inclinação orbital entre 14 e 166°. No futuro, é esperado que os dados astrométricos da sonda Gaia e observações diretas pela próxima geração de telescópios consigam detectar facilmente esse objeto.[9]

O sistema HD 142 [11]
Planeta Massa
 Semieixo maior
(UA)
 Período orbital
(dias)
 Excentricidade
b >1,25 ± 0,15 MJ
 1,02 ± 0,03
 349,7 ± 1,2
 0,17 ± 0,06
c >5,3 ± 0,7 MJ
 6,8 ± 0,5
 6005 ± 477
 0,21 ± 0,07

Disco de detritos

[editar | editar código-fonte]

Observações do sistema pelo Telescópio Espacial Spitzer detectaram excesso significativo de radiação infravermelha a 70 μm, em relação à emissão esperada da fotosfera da estrela, indicando a presença de um disco circunstelar de poeira. A não detecção de excesso de emissão a 24 e 32 μm indica que a poeira é relativamente fria e está localizada a mais de 10 UA da estrela. A luminosidade da poeira equivale a no mínimo 0,003% da luminosidade da estrela, e sua temperatura é inferior a 119 K. A poeira provavelmente é produzida pela colisão de planetesimais em uma região análoga ao cinturão de Kuiper, que consiste de material que não conseguiu formar planetas. Não existem correlações conhecidas entre a existência ou propriedades de discos de poeira e a detecção de planetas gigantes; o disco de HD 142 não parece ter relação com os planetas mais próximos da estrela.[12][21]

Ver também

[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h «HD 142 -- Double or multiple star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 22 de julho de 2018 
  2. ↑ a b c d «HD 142B -- High proper-motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 22 de julho de 2018 
  3. ↑ a b Gray, R. O.; et al. (julho de 2006). «Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample». The Astronomical Journal. 132 (1): 161-170. Bibcode:2006AJ....132..161G. doi:10.1086/504637 
  4. ↑ a b c d Eggenberger, A.; et al. (outubro de 2007). «The impact of stellar duplicity on planet occurrence and properties. I. Observational results of a VLT/NACO search for stellar companions to 130 nearby stars with and without planets». Astronomy and Astrophysics. 474 (1): 273-291. Bibcode:2007A&A...474..273E. doi:10.1051/0004-6361:20077447 
  5. ↑ a b c d e f g h Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833051  Catálogo Vizier
  6. ↑ a b c d e f g h i j Maldonado, J.; Villaver, E.; Eiroa, C. (maio de 2018). «Chemical fingerprints of hot Jupiter planet formation». Astronomy & Astrophysics. 612: A93, 18. Bibcode:2018A&A...612A..93M. doi:10.1051/0004-6361/201732001 
  7. ↑ a b Bonfanti, A.; Ortolani, S.; Nascimbeni, V. (janeiro de 2016). «Age consistency between exoplanet hosts and field stars». Astronomy & Astrophysics. 585: A5, 14. Bibcode:2016A&A...585A...5B. doi:10.1051/0004-6361/201527297 
  8. ↑ Valenti, Jeff A.; Fischer, Debra A. (julho de 2005). «Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs». The Astrophysical Journal Supplement Series. 159 (1): 141-166. Bibcode:2005ApJS..159..141V. doi:10.1086/430500 
  9. ↑ a b c d e Zurlo, A.; et al. (outubro de 2018). «Imaging radial velocity planets with SPHERE». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 480 (1). pp. 35–48. Bibcode:2018MNRAS.480...35Z. doi:10.1093/mnras/sty1809 
  10. ↑ a b c Tinney, C. G.; et al. (maio de 2002). «Two Extrasolar Planets from the Anglo-Australian Planet Search». The Astrophysical Journal. 571 (1): 528-531. Bibcode:2002ApJ...571..528T. doi:10.1086/339916 
  11. ↑ a b c d e f g h i Wittenmyer, Robert A.; et al. (julho de 2012). «The Anglo-Australian Planet Search. XXII. Two New Multi-planet Systems». The Astrophysical Journal. 753 (2): artigo 169, 12. Bibcode:2012ApJ...753..169W. doi:10.1088/0004-637X/753/2/169 
  12. ↑ a b Bryden, G.; et al. (novembro de 2009). «Planets and Debris Disks: Results from a Spitzer/MIPS Search for Infrared Excess». The Astrophysical Journal. 705 (2): 1226-1236. Bibcode:2009ApJ...705.1226B. doi:10.1088/0004-637X/705/2/1226 
  13. ↑ a b Butler, R. P.; et al. (julho de 2006). «Catalog of Nearby Exoplanets». The Astrophysical Journal. 646 (1): 505-522. Bibcode:2006ApJ...646..505B. doi:10.1086/504701 
  14. ↑ Nissen, P. E. (abril de 2013). «The carbon-to-oxygen ratio in stars with planets». Astronomy & Astrophysics. 552: A73, 10. Bibcode:2013A&A...552A..73N. doi:10.1051/0004-6361/201321234 
  15. ↑ Gálvez-Ortiz, M. C.; et al. (junho de 2011). «Beryllium abundances in stars with planets. Extending the sample». Astronomy & Astrophysics. 530: A66, 11. Bibcode:2011A&A...530A..66G. doi:10.1051/0004-6361/200913827 
  16. ↑ a b c Adibekyan, V. Zh.; et al. (setembro de 2012). «Chemical abundances of 1111 FGK stars from the HARPS GTO planet search program. Galactic stellar populations and planets». Astronomy & Astrophysics. 545. pp. A32, 15. Bibcode:2012A&A...545A..32A. doi:10.1051/0004-6361/201219401 
  17. ↑ Poppenhaeger, K.; Robrade, J.; Schmitt, J. H. M. M. (junho de 2010). «Coronal properties of planet-bearing stars». Astronomy & Astrophysics. 515. pp. A98, 9. Bibcode:2010A&A...515A..98P. doi:10.1051/0004-6361/201014245 
  18. ↑ Raghavan, Deepak; et al. (julho de 2006). «Two Suns in The Sky: Stellar Multiplicity in Exoplanet Systems». The Astrophysical Journal. 646 (1): 523-542. Bibcode:2006ApJ...646..523R. doi:10.1086/504823 
  19. ↑ Mugrauer, M.; Neuhäuser, R.; Mazeh, T. (julho de 2007). «The multiplicity of exoplanet host stars. Spectroscopic confirmation of the companions GJ 3021 B and HD 27442 B, one new planet host triple-star system, and global statistics». Astronomy and Astrophysics. 469 (2): 755-770. Bibcode:2007A&A...469..755M. doi:10.1051/0004-6361:20065883 
  20. ↑ Wright, J. T.; et al. (março de 2007). «Four New Exoplanets and Hints of Additional Substellar Companions to Exoplanet Host Stars». The Astrophysical Journal. 657 (1): 533-545. Bibcode:2007ApJ...657..533W. doi:10.1086/510553 
  21. ↑ Dodson-Robinson, Sarah E.; Beichman, C. A.; Carpenter, John M.; Bryden, Geoffrey (novembro de 2009). «A Spitzer Infrared Spectrograph Study of Debris Disks Around Planet-host Stars». The Astronomical Journal. 141 (1): artigo 11, 11. Bibcode:2011AJ....141...11D. doi:10.1088/0004-6256/141/1/11 

Ligações externas

[editar | editar código-fonte]