| b Centauri | |
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 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 ± 10anos-luz 100 ± 3pc |
| Magnitude absoluta | -0,99 |
| Detalhes | |
| Massa | 5–6[3]M☉ |
| Raio | 2,93 ± 0,12[4]R☉ |
| Gravidade superficial | logg = 4,23 ± 0,03cgs[4] |
| Luminosidade | 647,03[5]L☉ |
| Temperatura | 18445 ± 344[4]K |
| Metalicidade | [M/H] = -0,12 ± 0,13[4] |
| Rotação | v sini = 129 km/s[6] |
| Idade | 15 ± 2 milhões[3] deanos |
| Outras denominações | |
| b Centauri,CD-37 9618,HR 5471,HD 129116,HIP 71865,SAO 205839.[1] | |
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HD 129116 (b Centauri) é umaestrela binária naconstelação deCentaurus. Tem umamagnitude aparente visual de 4,00,[1] sendo visível a olho nu em locais sem muitapoluição luminosa. De acordo com as medições deparalaxe pelo satéliteGaia, está localizada a aproximadamente 325 anos-luz (100 parsecs) da Terra.[2] A essa distância, sua magnitude aparente é reduzida em 0,047 devido àextinção causada por gás e poeira nomeio interestelar.[3]
A estrela primária do sistema é uma estrela quente de classe B com umtipo espectral de B3V e uma massa de 5–6 vezes amassa 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 umplaneta extrassolar massivo orbitando o par de estrelas (umplaneta circumbinário) a uma distância de aproximadamente 560 UA.[3]
Este é um sistema estelar jovem, pertencente ao subgrupo Centaurus Superior-Lupus daassociação Scorpius–Centaurus, aassociação 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 deparalaxe pela sondaGaia 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 seumovimento próprio maior que a média da associação.[3]
A estrela primária do sistema, b Centauri A, é umaestrela de classe B da sequência principal com umtipo espectral de B3V.[1] Modelos evolucionários estimam que tem uma massa entre 5,6 e 6,0 vezes amassa solar (M☉), dependendo da luminosidade estimada para a estrela secundária.[3] Seu raio é equivalente a 2,9raios solares.[4] Suafotosfera está brilhando com 650 vezes a luminosidade solar[5] a umatemperatura efetiva de 18 500 K,[4] conferindo à estrela a coloração azul-branca de estrelas de classe B.[8] Possui umarotação relativamente rápida, com uma velocidade de rotação projetada de 129 km/s,[6] e umametalicidade próxima da solar ou levemente menor.[4]
Na década de 1960 foi constatado que a estrela primária temvelocidade 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 observaçãointerferométrica de 2010, revelando-a a uma separação de 9,22milissegundos 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]
O sistema b Centauri foi incluído na pesquisa BEAST, que usa o instrumento SPHERE noVery Large Telescope para procurar planetas ao redor de estrelas de tipo B na associação Scorpius–Centaurus. O instrumento SPHERE é equipado com umcoronógrafo 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 5,3segundos 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 pelotelescópio 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 científicaNature e foi liderada pelo astrônomo Markus Janson daUniversidade de Estocolmo.[3]
Denominado b Centauri (AB)b (abreviado como 'b Cen (AB)b'), o planeta écircumbinário 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 umperíodo orbital entre 2650 e 7170 anos,inclinação entre 128 e 157 graus, eexcentricidade 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 amassa 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 pelaacreção de um núcleo rochoso, que, ao atingir uma massa crítica, passa a acumular rapidamente o gás dodisco 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 ométodo 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 planetasmigrem 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 ± 1,6MJ | 556 ± 17 | 2650–7170 | <0,40 | 128–157° |
.doi:10.1051/0004-6361/202039657 !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link) Catálogo VizieR