HIP 78530

Hoje, HIP 78530 é um tema de grande relevância e interesse para a sociedade. Desde as suas origens, HIP 78530 captou a atenção de milhões de pessoas em todo o mundo, gerando debates, discussões e reflexões sobre a sua importância e impacto nas nossas vidas. Seja pelo seu impacto na cultura, na tecnologia, na política ou em qualquer outro campo, HIP 78530 conseguiu colocar-se no centro das atenções mediáticas e sociais, tornando-se uma peça fundamental na construção do nosso presente e futuro. Neste artigo exploraremos diferentes perspectivas e abordagens sobre HIP 78530, analisando sua evolução, suas implicações e seu significado hoje.

HIP 78530
Dados observacionais (J2000)
Constelação Scorpius
Asc. reta 16h 01m 55,46s[1]
Declinação -21° 58′ 49,40″[1]
Magnitude aparente 7,19[1]
Características
Tipo espectral B9V[1]
Cor (B-V) 0,08[1]
Astrometria
Velocidade radial -9,0 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -12,12 mas/a[2]
Mov. próprio (DEC) -24,04 mas/a[2]
Paralaxe 7,4238 ± 0,0299 mas[2]
Distância 439,3 ± 1,8 anos-luz
134,7 ± 0,5 pc
Magnitude absoluta 1,1 (visual)[3]
Detalhes
Idade 11 ± 2 milhões[7] de anos
Estrela primária
Massa 2,5[4] M☉
Raio 2,6[5] R☉
Gravidade superficial log g = 4,32 cgs[3]
Luminosidade 40[3] L☉
Temperatura 10500[4] K
Rotação v sin i = 180 km/s[6]
Objeto sub-estelar
Massa 0,023 ± 0,002[8] M☉
Luminosidade 0,0030 ± 0,0006[8] L☉
Temperatura 2700 ± 100[8] K
Outras denominações
CD-21 4255, HD 143567, HIP 78530, SAO 184043.[1]
HIP 78530

HIP 78530 é uma estrela na constelação de Scorpius. Tem uma magnitude aparente visual de 7,19,[1] podendo ser fraca demais para ser visível a olho nu. Com base em medições de paralaxe pelo satélite Gaia, está localizada a aproximadamente 440 anos-luz (135 parsecs) da Terra.[2] Esta é uma estrela massiva e quente de classe B, pertencente ao subgrupo Scorpius Superior da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol. Em 2011, um objeto sub-estelar que provavelmente é uma anã marrom foi descoberto a uma separação de 700 UA da estrela.[4]

Características estelares

HIP 78530 é uma estrela de classe B da sequência principal com um tipo espectral de B9V, o que indica que é uma estrela quente e luminosa que gera energia pela fusão de hidrogênio no núcleo. Possui uma massa estimada de 2,5 vezes a massa solar[4] e um raio de 2,6 vezes o raio solar.[5] Está irradiando energia de sua fotosfera com 40 vezes a luminosidade solar[3] a uma temperatura efetiva de 10 500 K,[4] dando à estrela a coloração azul-branca de estrelas de classe B.[9] Como é típico dessas estrelas, HIP 78530 está girando rapidamente com uma velocidade de rotação projetada (v sin i) de 180 km/s.[6]

Com base em seu movimento próprio e distância, medida diretamente pela sonda Hipparcos, HIP 78530 é um membro confirmado do subgrupo Scorpius Superior da associação Scorpius–Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol.[10] Essa é uma associação de estrelas com origem e movimento pelo espaço comuns. A idade do subgrupo Scorpius Superior foi inicialmente estimada em 5 milhões de anos, mas um artigo recente de 2012 trouxe uma revisão desse valor para 11 milhões de anos, que é portanto considerada a idade de HIP 78530.[7]

Objeto sub-estelar

Estrelas jovens em associações como a Scorpius Superior são alvos atraentes para buscas por objetos sub-estelares por imagens diretas, pois esses objetos perdem luminosidade com o passar do tempo. A primeira detecção de um objeto próximo no céu a HIP 78530 aconteceu em 2000 e 2001, pelo instrumento ADONIS no Telescópio de 3,6 m do ESO, que detectou um objeto a uma separação de 4,54 segundos de arco e ângulo de posição de 139,7°. Nos artigos de publicação desses dados, em 2005 e 2007, os autores da pesquisa não puderam concluir se o objeto estava fisicamente associado à estrela, e a hipótese de que ele era apenas uma estrela de fundo foi considerada mais provável.[11][12]

Uma pesquisa independente em busca de novos objetos sub-estelares e estelares em Scorpius Superior selecionou uma amostra aleatória de 91 estrelas da associação para serem observadas pelos instrumentos de óptica adaptativa NIRI e ALTAIR no Telescópio Gemini Norte, entre as quais HIP 78530. O primeiro conjunto de imagens da estrela, obtido em maio de 2008, revelaram a presença de um objeto próximo da estrela consistente com o relatado anteriormente, indicando que ele poderia ser um corpo relacionado fisicamente. Observações adicionais obtidas em julho de 2009 e agosto de 2010 mostraram o objeto na mesma posição em relação à primária e praticamente confirmaram movimento próprio comum. Observações espectroscópicas com o instrumento NIFS do Telescópio Gemini Norte confirmaram que o objeto é jovem e possui uma baixa gravidade superficial.[4]

A descoberta do objeto companheiro de HIP 78530, que foi designado HIP 78530 B, foi publicada em 2011. Com os dados fotométricos e espectroscópicos obtidos, foi determinado que o objeto tem uma temperatura efetiva de 2 800 K e um tipo espectral de M8. A partir da luminosidade do objeto e da idade da associação Scorpius Superior, uma massa de 19 a 26 vezes a massa de Júpiter foi estimada, indicando que HIP 78530 B provavelmente é uma anã marrom de baixa massa. A separação angular do sistema, de 4,5 segundos de arco, indica que a anã marrom está separada da estrela primária por cerca de 700 UA, correspondendo a um período orbital estimado de 12 mil anos. Conforme esperado, os dados de posição e separação do objeto não apresentam evidências de movimento orbital.[4]

Um artigo de 2013, baseando-se nos índices de cor de HIP 78530 B, sugeriu que o objeto pode ser bem mais quente do que estimado antes, com uma temperatura efetiva de 3 300 K, sendo na verdade uma estrela anã vermelha de tipo espectral M3 com uma massa de 0,2-0,4 massas solares.[13] Esse resultado é inconsistente com as medições mais recentes do espectro do objeto, que encontraram uma temperatura efetiva de 2700 K e um tipo espectral de M7, características similares às do artigo da descoberta original do objeto.[8]

Entre sistemas de alta separação conhecidos, o sistema HIP 78530 possui uma das menores razões de massa entre seus componentes (0,009), o que torna sua formação incerta. É considerado improvável que HIP 78530 B tenha se formado da mesma maneira que um planeta, ou seja, pelo colapso gravitacional do disco protoplanetário ou pelo mecanismo de acreção de um núcleo rochoso. No entanto, é possível que o objeto tenha se formado próximo da estrela e então migrou para sua posição atual por interação com outros corpos no sistema. Alternativamente, ele pode ter se formado como uma estrela, pela fragmentação de um núcleo pré-estelar.[4]

A alta separação do sistema HIP 78530 indica que ele está sujeito a perturbações por estrelas passantes, o que poderia ocasionar a ruptura do sistema em algum ponto no futuro. Em observações de 91 estrelas da associação Scorpius Superior, foram encontrados objetos sub-estelares ao redor de duas estrelas, HIP 78530 e 1RXS J160929.1−210524, o que permitiu estimar que, nessa associação, a taxa de ocorrência de objetos de baixa massa a separações de centenas de unidades astronômicas é de 2,2+5,5
−1,9%. Esse é apenas um limite inferior, já que a sensibilidade da pesquisa diminui para massas baixas. A comparação dessa taxa com a de estrelas mais velhas pode revelar se uma fração significativa dos sistemas são rompidos com o passar do tempo.[4]

Estimativas dos parâmetros de HIP 78530 B
Idade (106 anos) Massa
(MJ) 		Temperatura
efetiva (K) 		Tipo
espectral 		Ref.
5 23 ± 4 2800 ± 200 M8 ± 1 [4]
11 ± 2 30+17
−8 		[7]
>75 3300–3400 M3 ± 2 [13]
5 23,0 ± 1,0 2700 ± 100 M7 ± 0.5 [8]
10 24,1 ± 1,0

Ver também

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h «HD 143567 -- Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 18 de abril de 2018 
  2. ↑ 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:2012.01533Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/202039657  Catálogo VizieR
  3. ↑ a b c d de Geus, E. J.; de Zeeuw, P. T.; Lub, J. (junho de 1989). «Physical parameters of stars in the Scorpio-Centaurus OB association». Astronomy and Astrophysics. 216 (1-2): 44–61. Bibcode:1989A&A...216...44D 
  4. ↑ a b c d e f g h i j Lafrenière, David; et al. (março de 2011). «Discovery of an ~23 MJup Brown Dwarf Orbiting ~700 AU from the Massive Star HIP 78530 in Upper Scorpius». The Astrophysical Journal. 730 (1): artigo 42, 9. Bibcode:2011ApJ...730...42L. doi:10.1088/0004-637X/730/1/42 
  5. ↑ a b Pasinetti Fracassini, L. E.; Pastori, L.; Covino, S.; Pozzi, A (fevereiro de 2001). «Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) - Third edition - Comments and statistics». Astronomy and Astrophysics. 367: 521–524. Bibcode:2001A&A...367..521P. doi:10.1051/0004-6361:20000451 
  6. ↑ a b Slettebak, Arne (março de 1968). «Stellar Rotation in the Scorpio-Centaurus Association». Astrophysical Journal. 151. 1043 páginas. Bibcode:1968ApJ...151.1043S. doi:10.1086/149503 
  7. ↑ a b c Pecaut, Mark J.; Mamajek, Eric E.; Bubar, Eric J. (fevereiro de 2012). «A Revised Age for Upper Scorpius and the Star Formation History among the F-type Members of the Scorpius-Centaurus OB Association». The Astrophysical Journal. 746 (2): artigo 154, 22. Bibcode:2012ApJ...746..154P. doi:10.1088/0004-637X/746/2/154 
  8. ↑ a b c d e Lachapelle, François-René; et al. (março de 2015). «Characterization of Low-mass, Wide-separation Substellar Companions to Stars in Upper Scorpius: Near-infrared Photometry and Spectroscopy». The Astrophysical Journal. 802 (1): artigo 61, 15. Bibcode:2015ApJ...802...61L. doi:10.1088/0004-637X/802/1/61 
  9. ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 18 de abril de 2018 
  10. ↑ de Zeeuw, P. T.; Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; Brown, A. G. A.; Blaauw, A. (janeiro de 1999). «A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations». The Astronomical Journal. 117 (1): 354–399. Bibcode:1999AJ....117..354D. doi:10.1086/300682 
  11. ↑ Kouwenhoven, M. B. N.; Brown, A. G. A.; Zinnecker, H.; Kaper, L.; Portegies Zwart, S. F. (janeiro de 2005). «The primordial binary population. I. A near-infrared adaptive optics search for close visual companions to A star members of Scorpius OB2». Astronomy and Astrophysics. 430: 137–154. Bibcode:2005A&A...430..137K. doi:10.1051/0004-6361:20048124 
  12. ↑ Kouwenhoven, M. B. N.; Brown, A. G. A.; Kaper, L. (março de 2007). «A brown dwarf desert for intermediate mass stars in Scorpius OB2?». Astronomy and Astrophysics. 464 (2): 581–599. Bibcode:2007A&A...464..581K. doi:10.1051/0004-6361:20054396 
  13. ↑ a b Bailey, Vanessa; et al. (abril de 2013). «A Thermal Infrared Imaging Study of Very Low Mass, Wide-separation Brown Dwarf Companions to Upper Scorpius Stars: Constraining Circumstellar Environments». The Astrophysical Journal. 767 (1): artigo 31, 13. Bibcode:2013ApJ...767...31B. doi:10.1088/0004-637X/767/1/31 

Ligações externas