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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 estelarHD 142 AA 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 BA 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] CinemáticaO 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 planetárioEm 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]
Disco de detritosObservações 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 tambémReferências
Ligações externas
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