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HR 4796

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HR 4796

Imagem infravermelha mostrando o disco ao redor de HR 4796 A
Dados observacionais (J2000)
Constelação Centaurus
HR 4796 A
Asc. reta 12h 36m 01,03s[1]
Declinação -39° 52′ 10,23″[1]
Magnitude aparente 5,774[1]
HR 4796 B
Asc. reta 12h 36m 00,56s[2]
Declinação -39° 52′ 15,69″[2]
Magnitude aparente 13,3[2]
Características
Tipo espectral A0V + M2[3]
Cor (B-V) 0,012[1]
Astrometria
HR 4796 A
Velocidade radial 7,10 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -55,653 ± 0,181 mas/a[4]
Mov. próprio (DEC) -23,740 ± 0,230 mas/a[4]
Paralaxe 13,9064 ± 0,1349 mas[4]
Distância 234,5 ± 2,3 anos-luz
71,9 ± 0,7 pc
Magnitude absoluta 1,61 ± 0,11[5]
HR 4796 B
Mov. próprio (AR) -59,236 ± 0,096 mas/a[4]
Mov. próprio (DEC) -29,867 ± 0,125 mas/a[4]
Paralaxe 14.1030 ± 0,0625 mas[4]
Distância 231,3 ± 1,0 anos-luz
70,91 ± 0,31 pc
Detalhes
HR 4796 A
Massa 2,18 ± 0,10[5] M☉
Raio 1,68[5] R☉
Gravidade superficial log g = 4,43 cgs[6]
Luminosidade 16[7] L☉
Temperatura 9311[8] K
Metalicidade [Fe/H] = -0,03[6]
Rotação v sin i = 152 km/s[8]
Idade 10 ± 3 milhões[3] de anos
HR 4796 B
Massa 0,3[9] M☉
Luminosidade 0,15[7] L☉
Temperatura 3592[8] K
Rotação v sin i =
12,11 ± 0,93 km/s[10]
Idade 10 milhões[9] de anos
Outras denominações
TW 11, CD-65 7717, HR 4796, HD 109573, HIP 61498, SAO 203621.[1]
HR 4796

HR 4796 é um sistema estelar na constelação de Centaurus. Com uma magnitude aparente visual de 5,78,[1] pode ser visto a olho nu em locais com poluição luminosa mínima. Com base em medições de paralaxe, está localizado a uma distância de aproximadamente 235 anos-luz (72 parsecs) da Terra.[4]

Este é um sistema jovem com uma idade estimada de 10 milhões de anos. O componente primário, uma estrela de classe A da sequência principal, é notável por possuir um disco de detritos, a uma separação média de 77 UA, que apresenta evidências de planetas em órbita. Forma um sistema binário com uma anã vermelha a uma separação de 560 UA, e provavelmente é parte de um sistema estelar triplo com uma segunda anã vermelha a 14 400 UA.[3]

Componentes

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O sistema HR 4796 é um dos principais membros da associação TW Hydrae, um grupo de estrelas jovens com mesma origem e movimento pelo espaço similar. Essa associação tem uma idade estimada em 10 ± 3 milhões de anos, que é portanto considerada a idade de HR 4796.[11][3]

O componente primário do sistema, HR 4796 A, é uma estrela de classe A da sequência principal com um tipo espectral de A0V.[3] Tem uma massa 2,18 vezes superior à massa solar e um raio de 1,68 raios solares.[5] Irradia energia de sua fotosfera com 16 vezes a luminosidade solar[7] a uma temperatura efetiva de cerca de 9 300 K,[8] a qual dá à estrela a coloração branca típica de estrelas de classe A.[12] Está girando rapidamente com uma velocidade de rotação projetada de 152 km/s.[8] Sua metalicidade, a abundância de elementos mais pesados que o hélio, é similar em proporção à solar.[6]

Separado do primário por 7,6 segundos de arco,[11] o equivalente a 560 UA à distância do sistema, o componente secundário é uma anã vermelha com um tipo espectral estimado de M2[3] e uma magnitude aparente visual de 13,3.[2] De forma consistente com a idade baixa do sistema, é uma estrela da pré-sequência principal que ainda está no processo de contração em direção à sequência principal.[9] Tem uma massa de 30% da solar[9] e está brilhando com 15% da luminosidade solar.[7] Sua temperatura efetiva é de aproximadamente 3 600 K.[8]

O sistema HR 4796 provavelmente contém um terceiro membro, uma outra anã vermelha identificada como 2MASS J12354893-3950245.[13] Essa estrela tem uma magnitude aparente visual de 14,4[14] e está separada do componente A por 174,9 segundos de arco, o que corresponde a cerca de 14 400 UA.[11] Seu movimento próprio é semelhante com o de HR 4796 AB e ela apresenta as características de uma estrela jovem, indicando que também é um membro da associação TW Hydrae e que provavelmente está associada gravitacionalmente com o sistema.[13] Medições de paralaxe pela sonda Gaia indicam que essa estrela está a uma distância de 71,4 ± 0,7 pc da Terra, a mesma distância do resto do sistema.[4] HR 4796 C também é uma estrela da pré-sequência principal e seu tipo espectral é estimado em M4.5. Está brilhando com 7,5% da luminosidade solar e tem uma temperatura efetiva de 3075 K.[14]

Como é normal para estrelas de baixa massa, HR 4796 B e HR 4796 C são fontes de raios X, apresentando, respectivamente, uma luminosidade nessa faixa de 4,5×1029 e 1,2×1029 erg/s, o equivalente a 0,08% e 0,04% da luminosidade total de cada estrela.[15] Um artigo publicado em 2010 analisou uma observação em raios X de HR 4796 B, feita em 2001 pelo observatório XMM-Newton, e encontrou nelas o que foi interpretado como parte de uma longa erupção. Durante as 12 horas de duração da observação, a taxa de raios X da estrela aumentou em 4,2 vezes até atingir um valor máximo pouco antes do fim da observação, que possivelmente foi o pico da erupção.[16] HR 4796 A não apresenta luminosidade de raios X detectável, com um limite superior de 1,3×1027 erg/s.[17]

Disco de detritos

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Em 1991, observações de HR 4796 A revelaram excesso de radiação infravermelha vindo da estrela, indicando que ela possui um disco de detritos circunstelar. A partir de 1998, o disco foi observado diretamente no infravermelho e no espectro visível por telescópios terrestres e pelo Telescópio Espacial Hubble. Da Terra, o disco é observado a uma alta inclinação de 76,45° em relação ao plano do céu e apresenta-se como um anel elíptico fino com os semieixos maior e menor medindo 1,065 e 0,250 segundos de arco respectivamente. Está a uma distância média de 77 UA da estrela e tem largura estimada entre 13 e 20 UA, apresentando bordas bastante abruptas, sendo a borda interna mais abrupta que a externa. Uma característica notável do disco é seu aparente deslocamento em relação à estrela (seu centro não coincide com a posição da estrela), indicando que ele é elíptico com uma excentricidade de cerca de 0,06.[3] Seu espectro é avermelhado e indicativo de grãos de poeira compostos por materiais orgânicos complexos similares a tolina.[18]

As bordas abruptas e a excentricidade do disco são evidências fortes para a existência de um ou mais planetas massivos orbitando HR 4796 A e interagindo gravitacionalmente com ele. Possibilidades alternativas, como a presença de uma estrela próxima a HR 4796 A e interior ao disco, interação com HR 4796 B (que estaria em uma órbita excêntrica), e a presença de gás para limitar a dispersão da poeira, já foram descartadas ou são insuficientes para explicar a morfologia do disco.[19][3] Os limites de detecção mais recentes excluem a presença de planetas mais massivos que 2 massas de Júpiter (MJ) interiores ao disco ao longo do semieixo maior e mais massivos que 3,6 MJ interiores ao disco ao longo do semieixo menor. Um planeta com a massa de Saturno a até 6 UA da borda interna do disco em uma órbita de excentricidade similar pode ser suficiente para explicar a excentricidade e a borda interna abrupta.[3] Um planeta externo ao disco, a uma distância de cerca de 95 UA da estrela central e massa de algumas massas de Júpiter, é considerado o cenário mais provável para explicar a borda externa.[19]

Ver também

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Referências

  1. ↑ a b c d e f g «SIMBAD query result - HD 109573». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 10 de junho de 2017 
  2. ↑ a b c d «SIMBAD query result - HD 109573B». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 10 de junho de 2017 
  3. ↑ a b c d e f g h i Milli, J.; et al. (março de 2017). «Near-infrared scattered light properties of the HR 4796 A dust ring. A measured scattering phase function from 13.6° to 166.6°». Astronomy & Astrophysics. 599: A108, 24. Bibcode:2017A&A...599A.108M. doi:10.1051/0004-6361/201527838 
  4. ↑ 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
  5. ↑ a b c d Gerbaldi, M.; et al. (junho de 1999). «Search for reference A0 dwarf stars: Masses and luminosities revisited with HIPPARCOS parallaxes». Astronomy and Astrophysics Supplement. 137: 273-292. Bibcode:1999A&AS..137..273G. doi:10.1051/aas:1999248 
  6. ↑ a b c Saffe, C.; Gómez, M.; Pintado, O.; González, E (outubro de 2008). «Spectroscopic metallicities of Vega-like stars». Astronomy and Astrophysics. 490 (1): 297-305. Bibcode:2008A&A...490..297S. doi:10.1051/0004-6361:200810260 
  7. ↑ a b c d Herczeg, Gregory J.; Hillenbrand, Lynne A. (maio de 2014). «An Optical Spectroscopic Study of T Tauri Stars. I. Photospheric Properties». The Astrophysical Journal. 786 (2): artigo 97, 32. Bibcode:2014ApJ...786...97H. doi:10.1088/0004-637X/786/2/97 
  8. ↑ a b c d e f da Silva, L.; et al. (dezembro de 2009). «Search for associations containing young stars (SACY). III. Ages and Li abundances». Astronomy and Astrophysics. 508 (2): 833-839. Bibcode:2009A&A...508..833D. doi:10.1051/0004-6361/200911736 
  9. ↑ a b c d Huélamo, N.; Fernández, M.; Neuhäuser, R.; Wolk, S. J. (dezembro de 2004). «Rotation periods of Post-T Tauri stars in Lindroos systems». Astronomy and Astrophysics. 428: 953-967. Bibcode:2004A&A...428..953H. doi:10.1051/0004-6361:20034442 
  10. ↑ Scholz, Alexander; Coffey, Jaime; Brandeker, Alexis; Jayawardhana, Ray (junho de 2007). «Rotation and Activity of Pre-Main-Sequence Stars». The Astrophysical Journal. 662 (2): 1254-1267. Bibcode:2007ApJ...662.1254S. doi:10.1086/518361 
  11. ↑ a b c Gagné, Jonathan; et al. (fevereiro de 2017). «BANYAN. IX. The Initial Mass Function and Planetary-mass Object Space Density of the TW HYA Association». The Astrophysical Journal Supplement Series. 228 (2): artigo 18, 51. Bibcode:2017ApJS..228...18G. doi:10.3847/1538-4365/228/2/18 
  12. ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 20 de junho de 2017 
  13. ↑ a b Kastner, J. H.; Zuckerman, B.; Bessell, M. (dezembro de 2008). «Identification of the TW Hydrae association member 2M1235-39: a tertiary component of the HR 4796 system». Astronomy and Astrophysics. 491 (3): 829-831. Bibcode:2008A&A...491..829K. doi:10.1051/0004-6361:200810580 
  14. ↑ a b Pecaut, Mark J.; Mamajek, Eric E. (setembro de 2013). «Intrinsic Colors, Temperatures, and Bolometric Corrections of Pre-main-sequence Stars». The Astrophysical Journal Supplement. 208 (1): artigo 9, 22. Bibcode:2013ApJS..208....9P. doi:10.1088/0067-0049/208/1/9 
  15. ↑ Kastner, Joel H. (julho de 2016). «M Stars in the TW Hya Association: Stellar X-Rays and Disk Dissipation». The Astronomical Journal. 152 (1): artigo 3, 11. Bibcode:2016AJ....152....3K. doi:10.3847/0004-6256/152/1/3 
  16. ↑ López-Santiago, J.; Crespo-Chacón, I.; Micela, G.; Reale, F. (março de 2010). «A Detailed Study of the Rise Phase of a Long Duration X-Ray Flare in the Young Star TWA 11B». The Astrophysical Journal. 712 (1): 78-87. Bibcode:2010ApJ...712...78L. doi:10.1088/0004-637X/712/1/78 
  17. ↑ Drake, Jeremy J.; Braithwaite, Jonathan; Kashyap, Vinay; Günther, H. Moritz; Wright, Nicholas J. (maio de 2014). «Burn Out or Fade Away? On the X-Ray and Magnetic Death of Intermediate Mass Stars». The Astrophysical Journal. 786 (2): artigo 136, 8. Bibcode:2014ApJ...786..136D. doi:10.1088/0004-637X/786/2/136 
  18. ↑ Debes, John H.; Weinberger, Alycia J.; Schneider, Glenn (fevereiro de 2008). «Complex Organic Materials in the Circumstellar Disk of HR 4796A». The Astrophysical Journal Letters. 673 (2): L191,. Bibcode:2008ApJ...673L.191D. doi:10.1086/527546 
  19. ↑ a b Lagrange, A.-M. (outubro de 2012). «An insight in the surroundings of HR 4796». Astronomy & Astrophysics. 546: A38, 15. Bibcode:2012A&A...546A..38L. doi:10.1051/0004-6361/201219187 
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