HD 179949 – Wikipédia, a enciclopédia livre

HD 179949
Dados observacionais (J2000)
Constelação Sagittarius
Asc. reta 19h 15m 33,23s[1]
Declinação -24° 10′ 45,67″[1]
Magnitude aparente 6,237[1]
Características
Tipo espectral F8V[1]
Cor (B-V) 0,535[1]
Variabilidade BY Draconis[2]
Astrometria
Velocidade radial -24,59 km/s[1]
Mov. próprio (AR) 118,55 mas/a[3]
Mov. próprio (DEC) -102,24 mas/a[3]
Paralaxe 36,3915 ± 0,0760 mas[3]
Distância 89,624 ± 0,187 anos-luz
27,479 ± 0,057 pc
Magnitude absoluta 4,09[4]
Detalhes
Massa 1,23 ± 0,01[5] M☉
Raio 1,20 ± 0,01[5] R☉
Gravidade superficial log g = 4,36 ± 0,01 cgs[5]
Luminosidade 1,95 ± 0,01[5] L☉
Temperatura 6220 ± 28[5] K
Metalicidade [Fe/H] = 0,21 ± 0,02[4]
Rotação v sin i = 7,0 km/s[6]
Idade 1,2 ± 0,6 bilhões[5] de anos
Outras denominações
V5652 Sagittarii,[2] CPD-24 15161, GJ 749, HR 7291, HD 179949, HIP 94645, SAO 187883.[1]
HD 179949

HD 179949 é uma estrela na constelação de Sagittarius. Com uma magnitude aparente visual de 6,24,[1] está próxima do limite de visibilidade a olho nu. Medições de paralaxe pela sonda Gaia indicam que está a uma distância de 89,6 anos-luz (27,5 parsecs) da Terra.[3]

HD 179949 é uma estrela de classe F da sequência principal notável por possuir um planeta Júpiter quente em uma órbita curta de pouco mais de 3 dias. O sistema é bastante estudado devido a uma possível interação magnética entre o planeta e a estrela.

Características[editar | editar código-fonte]

Esta estrela é classificada com um tipo espectral de F8V,[1] o que indica que é uma estrela de classe F da sequência principal, que gera energia pela fusão de hidrogênio no núcleo. Possui uma massa estimada de 1,23 vezes a massa solar e um raio de 1,20 vezes o raio solar.[5] Está brilhando com 1,95 vezes a luminosidade solar de sua fotosfera com uma temperatura efetiva de 6 220 K,[5] o que dá à estrela a coloração branco-amarelada típica de estrelas de classe F.[7] Sua metalicidade, a abundância de elementos além de hidrogênio e hélio, é alta, com 162% da abundância de ferro do Sol, seguindo a tendência de que estrelas com planetas gigantes são mais ricas em metais.[4]

Com uma idade estimada de 1,2 bilhões de anos,[5] HD 179949 é uma estrela cromosfericamente ativa e apresenta um complexo campo magnético com uma força máxima de 10 G. Assim como o Sol, a estrela possui rotação diferencial, com a região equatorial tendo um período de rotação mais rápido, de 7,62 ± 0,07 dias, comparado a um período de 10,3 ± 0,8 dias nos polos.[8] A velocidade de rotação projetada da estrela é de 7,0 km/s,[6] correspondendo a um ângulo de inclinação de aproximadamente 60°.[8] HD 179949 já foi classificada como uma variável BY Draconis, que varia de brilho devido a manchas estelares que entram e saem da linha de visão da Terra conforme a estrela rotaciona.[2]

Com base no monitoramente dos indicadores de atividade, um estudo de 2003 detectou uma correlação entre a atividade cromosférica da estrela e o período orbital de seu planeta HD 179949 b, indicando uma possível interação magnética no sistema, em que o campo magnético do planeta provoca manchas na superfície da estrela.[9] Esse foi o primeiro caso relatado de interação estrela-planeta e tem sido extensivamente estudado desde então.[10] Observações posteriores detectaram que essa interação não está presente sempre, com a atividade estelar estando em sincronia com o período orbital do planeta em algumas épocas e com a rotação estelar em outras.[11] Estudos mais recentes mostraram que a atividade da estrela está relacionada principalmente com a rotação, mas ainda existe a possibilidade de haver uma pequena interação com o planeta.[8][12]

Sistema planetário[editar | editar código-fonte]

Em 2001 foi publicada a descoberta de um planeta extrassolar orbitando HD 179949 com um período de apenas 3,1 dias. Ele foi detectado pelo método da velocidade radial a partir de observações da estrela com o espectrógrafo UCLES, no Telescópio Anglo-Australiano, como parte do Anglo-Australian Planet Search.[13] Com uma massa mínima de 92% da massa de Júpiter, ele é um Júpiter quente, estando a uma distância de apenas 0,04 UA da estrela. Sua órbita é praticamente circular, com a melhor solução dando uma excentricidade de 0,022 ± 0,015.[14] Planetas próximos de suas estrelas possuem chances relativamente altas de trânsito, mas observações fotométricas de HD 179949 descartaram essa possibilidade.[13]

Observações infravermelhas pelo Telescópio Espacial Spitzer detectaram variações de 0,14% no brilho do sistema em fase com o período orbital do planeta. Isso indica grandes variações entre a luminosidade do lado escuro e do lado iluminado do planeta, implicando que menos de 21% da energia estelar incidente no planeta é transferida para o lado escuro.[15] Em 2014, observações infravermelhas do sistema com o instrumento CRIRES, no Very Large Telescope, conseguiram detectar diretamente o espectro termal do planeta, revelando traços de absorção de monóxido de carbono e vapor de água na sua atmosfera. A velocidade radial do planeta tem variações de 142,8 ± 3,4 km/s correspondentes ao movimento orbital, o que permitiu o cálculo de uma massa real de 0,98 ± 0,04 massas de Júpiter e de uma inclinação orbital de 67,7 ± 4,3 graus.[16]

O sistema HD 179949 [14]
Planeta Massa
 Semieixo maior
(UA)
 Período orbital
(dias)
 Excentricidade
b >0,916 ± 0,076 MJ
 0,0443 ± 0,0026
 3,092514 ± 0,000032
 0,022 ± 0,015

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h i «HD 179949 -- High proper-motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 15 de fevereiro de 2018 
  2. ↑ a b c Samus, N. N.; Durlevich, O. V.;; et al. (janeiro de 2009). «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)». VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S 
  3. ↑ 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:1804.09365Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833051  Catálogo Vizier
  4. ↑ a b c Sousa, S. G.; et al. (agosto de 2008). «Spectroscopic parameters for 451 stars in the HARPS GTO planet search program. Stellar [Fe/H] and the frequency of exo-Neptunes». Astronomy and Astrophysics. 487 (1): 373-381. Bibcode:2008A&A...487..373S. doi:10.1051/0004-6361:200809698 
  5. ↑ a b c d e f g h i 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 
  6. ↑ a b Valenti, Jeff A.; Fischer, Debra A. (julho de 2005). «Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs». The Astrophysical Journal Supplement Series. 159 (1): 141-166. Bibcode:2005ApJS..159..141V. doi:10.1086/430500 
  7. ↑ «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 17 de fevereiro de 2018 
  8. ↑ a b c Fares, R.; et al. (junho de 2012). «Magnetic field, differential rotation and activity of the hot-Jupiter-hosting star HD 179949». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 423 (2): 1006-1017. Bibcode:2012MNRAS.423.1006F. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20780.x 
  9. ↑ Shkolnik, E.; Walker, G. A. H.; Bohlender, D. A. (novembro de 2003). «Evidence for Planet-induced Chromospheric Activity on HD 179949». The Astrophysical Journal. 597 (2): 1092-1096. Bibcode:2003ApJ...597.1092S. doi:10.1086/378583 
  10. ↑ Miller, Brendan P.; Gallo, Elena; Wright, Jason T.; Pearson, Elliott G. (fevereiro de 2015). «A Comprehensive Statistical Assessment of Star-Planet Interaction». The Astrophysical Journal. 799 (2): artigo 163, 14. Bibcode:2015ApJ...799..163M. doi:10.1088/0004-637X/799/2/163 
  11. ↑ Shkolnik, Evgenya; Bohlender, David A.; Walker, Gordon A. H.; Collier Cameron, Andrew (março de 2008). «The On/Off Nature of Star-Planet Interactions». The Astrophysical Journal. 676 (1): 628-638. Bibcode:2008ApJ...676..628S. doi:10.1086/527351 
  12. ↑ Scandariato, G.; et al. (abril de 2013). «A coordinated optical and X-ray spectroscopic campaign on HD 179949: searching for planet-induced chromospheric and coronal activity». Astronomy & Astrophysics. 552: A7, 13. Bibcode:2013A&A...552A...7S. doi:10.1051/0004-6361/201219875 
  13. ↑ a b Tinney, C. G.; et al. (abril de 2001). «First Results from the Anglo-Australian Planet Search: A Brown Dwarf Candidate and a 51 Peg-like Planet». The Astrophysical Journal. 551 (1): 507-511. Bibcode:2001ApJ...551..507T. doi:10.1086/320097 
  14. ↑ a b Butler, R. P.; et al. (julho de 2006). «Catalog of Nearby Exoplanets». The Astrophysical Journal. 646 (1): 505-522. Bibcode:2006ApJ...646..505B. doi:10.1086/504701 
  15. ↑ Cowan, N. B.; Agol, E.; Charbonneau, D. (agosto de 2007). «Hot nights on extrasolar planets: mid-infrared phase variations of hot Jupiters». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 379 (2): 641-646. Bibcode:2007MNRAS.379..641C. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11897.x 
  16. ↑ Brogi, M.; de Kok, R. J.; Birkby, J. L.; Schwarz, H.; Snellen, I. A. G. (maio de 2014). «Carbon monoxide and water vapor in the atmosphere of the non-transiting exoplanet HD 179949 b». Astronomy & Astrophysics. 565: A124, 10. Bibcode:2014A&A...565A.124B. doi:10.1051/0004-6361/201423537 

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