Pi Mensae
| π Mensae | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Mensa |
| Asc. reta | 05h 37m 09,89s[1] |
| Declinação | -80° 28′ 08,84″[1] |
| Magnitude aparente | 5,67[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | G0V[2] |
| Cor (B-V) | 0,58[1] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 10,9 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | 311,19 mas/a[3] |
| Mov. próprio (DEC) | 1048,85 mas/a[3] |
| Paralaxe | 54,7052 ± 0,0671 mas[3] |
| Distância | 59,621 ± 0,073 anos-luz 18,280 ± 0,022 pc |
| Magnitude absoluta | 4,32[4] |
| Detalhes | |
| Massa | 1,094 ± 0,039[5] M☉ |
| Raio | 1,10 ± 0,023[5] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,37 ± 0,02 cgs[6] |
| Luminosidade | 1,444 ± 0,02[5] L☉ |
| Temperatura | 6018 ± 31[6] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = 0,09[7] |
| Rotação | v sin i = 2,96 km/s[7] |
| Idade | 2,98+1,4 −1,3 bilhões[5] de anos |
| Outras denominações | |
| CD-80 195, GJ 9189, HR 2022, HD 39091, HIP 26394, SAO 258421.[1] | |
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Pi Mensae (π Mensae, HD 39091) é uma estrela na constelação de Mensa. Tem uma magnitude aparente visual de 5,67,[1] sendo visível a olho nu em locais com pouca poluição luminosa. É uma estrela relativamente próxima do Sol, com uma paralaxe anual de 54,71 milissegundos de arco, o que corresponde a uma distância de 59,6 anos-luz (18,28 parsecs).[3] Possui um alto movimento próprio pelo céu de quase 1100 segundos de arco por ano.[1]
Esta é uma estrela de classe G da sequência principal um pouco maior e mais brilhante que o Sol. Em 2002, foi descoberto pelo método da velocidade radial um planeta extrassolar massivo orbitando a estrela com um período de 2000 dias.[4] Em 2018, foi descoberto pelo método de trânsito um segundo planeta no sistema, uma super-Terra em uma órbita curta de 6,27 dias. Essa foi a primeira descoberta da sonda TESS. Pi Mensae é a segunda estrela mais brilhante com um planeta em trânsito conhecido.[5]
Características
[editar | editar código-fonte]Pi Mensae é uma estrela de classe G da sequência principal com um tipo espectral de G0V,[2] muito semelhante com o Sol porém um pouco maior e mais brilhante. Tem uma massa 9% superior à massa solar e um raio 10% maior que o do Sol.[5] Está irradiando energia de sua fotosfera com uma luminosidade 44% superior à solar,[5] a uma temperatura efetiva de cerca de 6 000 K.[6] Com uma idade estimada de 2,8 bilhões de anos,[6] é uma estrela cromosfericamente inativa[4] com uma metalicidade superior à solar (123% da proporção de ferro do Sol).[7]
Sistema planetário
[editar | editar código-fonte]Em 2002 foi publicada a descoberta de um planeta extrassolar massivo orbitando Pi Mensae, detectado pelo método da velocidade radial como parte do Anglo-Australian Planet Search. A descoberta baseou-se em 28 dados da velocidade radial da estrela obtidos entre novembro de 1998 e abril de 2002 pelo espectrógrafo UCLES, no Observatório Anglo-Australiano, que revelaram variações periódicas causadas pela órbita do planeta.[4] A estrela continuou sendo monitorada pelo UCLES, e em 2003 começou a ser observada também pelo espectrógrafo HARPS, acumulando 222 dados até março de 2016. A órbita do planeta é altamente excêntrica e tem um período de 2093 dias e um semieixo maior de 3,1 UA.[5] Com uma massa mínima de 10,0 vezes a massa de Júpiter,[5] esse objeto possui uma massa próxima do limite para planetas e pode ser uma anã marrom.[4] Enquanto os dados astrométricos da sonda Hipparcos impõem um limite máximo de 29,9 MJ para sua massa,[8] espera-se que a sonda Gaia detecte com facilidade o sinal astrométrico do planeta.[5]
Em abril de 2018, foi lançada a sonda TESS, da NASA, sucessora da Kepler para descobrir exoplanetas pelo método de trânsito. Pi Mensae está dentro de 6 dos 24 setores de observação da missão, o que significa que será observada por 6 meses no total. Com base em dados do primeiro setor de observação, obtidos entre 25 de julho e 22 de agosto de 2018, foi anunciada em setembro de 2018 a descoberta de um planeta transitando Pi Mensae, o primeiro exoplaneta descoberto pela sonda TESS. Esse planeta é uma super-Terra com 2,14 ± 0,04 vezes o raio da Terra, e orbita a estrela em uma órbita curta com período de 6,27 dias. A existência do planeta foi confirmada pelo método da velocidade radial a partir dos dados históricos dos espectrógrafos UCLES e HARPS, o que permitiu a determinação de uma massa de 4,82 ± 0,85 vezes a massa da Terra e de uma densidade de 2,97 ± 0,56 g/cm3. Esse valor sugere que o planeta tem um núcleo rochoso cercado por um envelope substancial de materiais leves como água.[5]
| Planeta | Massa |
Raio |
Semieixo maior (UA) |
Período orbital (dias) |
Excentricidade |
Inclinação |
|---|---|---|---|---|---|---|
| c | 4,82+0,84 −0,86 M⊕ |
2,14 ± 0,044 R⊕ |
3,10 ± 0,02 |
6,2682 ± 0,00024 |
0 |
87,27 ± 0,07 |
| b | >10,27 ± 0,84 MJ |
— |
0,06839 ± 0,00050 |
2151 ± 85 |
0,6405 ± 0,0072 |
— |
Ver também
[editar | editar código-fonte]Referências
- ↑ a b c d e f g h «* pi. Men -- High proper-motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 27 de outubro de 2017
- ↑ 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
- ↑ a b c d 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:1804.09365
. doi:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier
- ↑ a b c d e Jones, Hugh R. A.; et al. (julho de 2002). «A probable planetary companion to HD 39091 from the Anglo-Australian Planet Search». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 333 (4): 871-875. Bibcode:2002MNRAS.333..871J. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05459.x
- ↑ a b c d e f g h i j k l Huang, C. X.; et al. (setembro de 2018). «TESS Discovery of a Transiting Super-Earth in the Π Mensae System». The Astrophysical Journal Letters. arXiv:1809.05967
- ↑ a b c d 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
- ↑ a b c Delgado Mena, E.; et al. (abril de 2015). «Li abundances in F stars: planets, rotation, and Galactic evolution». Astronomy & Astrophysics. 576: A69, 24. Bibcode:2015A&A...576A..69D. doi:10.1051/0004-6361/201425433
- ↑ Reffert, S.; Quirrenbach, A. (março de 2011). «Mass constraints on substellar companion candidates from the re-reduced Hipparcos intermediate astrometric data: nine confirmed planets and two confirmed brown dwarfs». Astronomy & Astrophysics. 527: A140, 22. Bibcode:2011A&A...527A.140R. doi:10.1051/0004-6361/201015861
Ligações externas
[editar | editar código-fonte]- HD 39091 The Extrasolar Planets Encyclopaedia
- HD 6434 NASA Exoplanet Archive
- HD 39091 Exoplanet Data Explorer'