V391 Pegasi - V391 Pegasi
| Dados de observação Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| constelação | Pegasus |
| Ascensão certa | 22 h 04 m 12.104 s |
| Declinação | + 26 ° 25 ′ 07,82 ″ |
| Magnitude aparente (V) | +14,61 |
| Características | |
| Estágio evolucionário | subdwarf B |
| Tipo espectral | sdB |
| Tipo de variável | V361 Hydrae ( sdBV r ) |
| Astrometria | |
| Movimento adequado (μ) | RA: -4,822 mas / ano. Dec .: 3,797 mas / ano |
| Paralaxe (π) | 0,8073 ± 0,0536 mas |
| Distância | 4.000 ± 300 al (1.240 ± 80 pc ) |
| Magnitude absoluta (M V ) | +3,88 |
| Detalhes | |
| Massa | 0,47 M ☉ |
| Raio | 0,23 R ☉ |
| Luminosidade | 34 L ☉ |
| Gravidade superficial (log g ) | 5,4 ± 0,1 cgs |
| Temperatura | 29300 ± 500 K |
| Idade | > 10 Gyr |
| Outras designações | |
HS 2201 + 2610, 2MASS J22041211 + 2625078 | |
| Referências de banco de dados | |
| SIMBAD | dados |
V391 Pegasi , também catalogada como HS 2201 + 2610 , é uma estrela subanã branco- azulada a aproximadamente 4.000 anos-luz de distância na constelação de Pégaso . A estrela é classificada como uma " estrela de ramo horizontal extremo ". É pequeno, com apenas metade da massa e um pouco menos de um quarto do diâmetro do Sol . Possui luminosidade 34 vezes a do Sol. Pode ser bem antigo, talvez mais de 10 Gyr . É uma estrela variável pulsante do tipo V361 Hydrae (ou também chamada de tipo sdBV r ). Acredita-se que a massa da estrela quando ainda estava na sequência principal era entre 0,8 e 0,9 vezes a do sol.
Formação
Acredita-se que estrelas subanãs B, como a V391 Pegasi, sejam o resultado da ejeção do envelope de hidrogênio de uma estrela gigante vermelha no momento ou logo antes do início da fusão do hélio . A ejeção deixou apenas uma pequena quantidade de hidrogênio na superfície - menos de 1/1000 da massa estelar total. O futuro da estrela é, eventualmente, esfriar para formar uma anã branca de baixa massa. A maioria das estrelas retém mais hidrogênio após a primeira fase de gigante vermelha e, eventualmente, tornam-se estrelas gigantes assintóticas com ramificações . A razão pela qual algumas estrelas, como V391 Pegasi, perdem tanta massa não é bem conhecida. Na ponta do ramo da gigante vermelha, os precursores da gigante vermelha das estrelas subanãs atingem seu raio máximo, da ordem de 0,7 UA. Após este ponto, o envelope de hidrogênio é perdido e a fusão do hélio começa - isso é conhecido como flash de hélio .
Sistema planetário hipotético
Em 2007, pesquisas usando o método de tempo variável de estrelas indicaram a presença de um planeta gigante gasoso orbitando V391 Pegasi. Este planeta foi designado V391 Pegasi b . Este planeta em torno de uma estrela de "ramificação horizontal extrema" forneceu pistas sobre o que poderia acontecer aos planetas do Sistema Solar quando o Sol se transformasse em uma gigante vermelha nos próximos 5 bilhões de anos.
No entanto, pesquisas subsequentes publicadas em 2018, levando em consideração a grande quantidade de novos dados fotométricos de série temporal acumulados desde a publicação dos dados originais, encontraram evidências a favor e contra a existência do exoplaneta. Embora a existência do planeta não tenha sido refutada, o argumento para sua existência agora era certamente mais fraco, e os autores afirmaram que "requer confirmação com um método independente".
| Companheiro (em ordem da estrela) |
Massa |
Semieixo maior ( AU ) |
Período orbital ( dias ) |
Excentricidade | Inclinação | Raio |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | > 3,2 ± 0,7 M J | 1,7 ± 0,1 | 1170 ± 44 | 0,00 | - | - |
Referências
Origens
- CS Jeffery (2005). "Pulsations in Subdwarf B Stars" . Journal of Astrophysics and Astronomy . 26 (2–3): 261–271. Bibcode : 2005JApA ... 26..261J . doi : 10.1007 / BF02702334 . S2CID 13814916 .
links externos
- "Notas para a estrela V391 Peg" . The Extrasolar Planets Encyclopaedia . Página visitada em 2008-06-24 .
