BD+05 4868
| Características | |
|---|---|
| Estágio evolutivo | main-sequence star |
| Tipo espectral | mid-K+M[1] |
| Astrometria | |
| BD+05 4868A | |
| Velocidade radial (Rv) | −25,56±0,15 km/s |
| Movimento próprio (μ) | AR : 205,593±0,017 mas/ano Dec.: 106,359±0,012 mas/ano |
| Paralaxe (π) | 22.9322 ± 0.0163 mas |
| Distância | 142,2 ± 0,1 al (43,61 ± 0,03 pc) |
| BD+05 4868B | |
| Velocidade radial (Rv) | 24,62±1,60 km/s |
| Movimento próprio (μ) | AR: 212,158±0,064 mas/ano Dec.: 112,173±0,049 mas/ano |
| Paralaxe (π) | 23.1585 ± 0.0629 mas |
| Distância | 140,8 ± 0,4 al (43,2 ± 0,1 pc) |
| Detalhes[1] | |
| BD+05 4868A | |
| Massa | 0,70±0,02 M☉ |
| Raio | 0,69±0,02 R☉ |
| Luminosidade | 0,192±0,005 L☉ |
| Gravidade superficial (log g) | 4,60+0,03 −0,02 cgs |
| Temperatura | 4.540±110 K |
| Metalicidade [Fe/H] | −0,07±0,09 dex |
| Idade | 11,1+1,7 −3,0 bilhão(ões) de anos |
| BD+05 4868B | |
| Massa | 0,43±0,03 M☉ |
| Raio | 0,42±0,02 R☉ |
| Luminosidade | 0,023±0,001 L☉ |
| Gravidade superficial (log g) | 4,83±0,03 cgs |
| Temperatura | 3.480±70 K |
| Outras designações | |
| BD+05 4868A: HIP 107587, G 93-37, LSPM J2147+0636, LTT 18540, 2MASS J21472654+0636178, TIC 466376085, TYC 556-856-1, UCAC2 34205672, WISE J214726.69+063618.9, Gaia DR3 2700378125204437760 | |
| BD+05 4868B: Gaia DR3 2700378125203895808 | |
| Referências de banco de dados | |
| BD+05 4868A | |
| SIMBAD | data |
| BD+05 4868B | |
| SIMBAD | data |
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BD+05 4868 é uma estrela binária composta por uma estrela anã K e uma estrela anã M. É notável por ter um companheiro planetário ao redor da estrela primária. Este planeta, chamado BD+05 4868Ab, orbita a estrela tão perto que começou a se desintegrar, criando uma grande cauda semelhante a um cometa que pode ser vista em trânsitos .
BD+05 4868 foi catalogada pela primeira vez no Bonner Durchmusterung[2] e em 1961 a estrela foi identificada como uma estrela de movimento próprio por Giclas et al. [3] Em 1984 o seu espectro foi observado pela primeira vez, identificando-a como uma estrela do tipo K5:[4] A estrela foi identificada pela primeira vez como uma binária a partir de dados do Gaia . O movimento próprio comum e a paralaxe indicam que o par está fisicamente ligado. A binária também foi detectada com o Telescópio Global do Observatório Las Cumbres (LCOGT) 2 m Faulkes Telescope North e com o Keck NIRC2.
O planeta BD+05°4868Ab foi descoberto utilizando o telescópio espacial TESS com base nas variações periódicas características do brilho da estrela. Os trânsitos foram anormalmente profundos (de 0,8% a 2,0%) e variaram de tempos em tempos. Além disso, o perfil do trânsito foi assimétrico: a fase de entrada do trânsito foi curta e a fase de saída do trânsito foi visivelmente mais longa. Com base numa combinação de observações, os cientistas concluíram que BD+05°4868Ab é um planeta semelhante à Terra em desintegração gradual, semelhante a Kepler-1520b, KOI-2700b e K2-22b. A principal diferença deste sistema é que a estrela é relativamente brilhante (V = 10,16 m) e a profundidade do trânsito do planeta "empoeirado" é consistentemente grande. Outros exoplanetas semelhantes apresentam normalmente declínios de brilho mais baixos (~0,5%).
A temperatura de equilíbrio calculada para a superfície do BD+05°4868Ab é de aproximadamente 1820±45°K. Isto pode influenciar significativamente as propriedades da poeira resultante, dado que a temperatura é bastante baixa para os padrões dos planetas "evaporantes". O sinal de trânsito, incluindo as pistas inicial e final, indica um tamanho de partícula de ~1-10 μm.
De acordo com a modelação, a massa inicial do planeta pode ter excedido a de Mercúrio. Devido à evaporação de minerais da superfície ao longo de vários milhares de milhões de anos, perdeu uma quantidade significativa de matéria. As estimativas actuais da massa e do raio do exoplaneta são de aproximadamente 0,02 massas terrestres (aproximadamente igual à da Lua) e um raio de aproximadamente 2000 km (semelhante ao Kepler-37b). A taxa atual de perda de massa é estimada em aproximadamente 10 massas terrestres por mil milhões de anos. A este ritmo, o planeta poderá evaporar completamente em aproximadamente 2 milhões de anos.
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Referências
[editar | editar código]- ↑ a b c Hon, Marc; Rappaport, Saul; Shporer, Avi; Vanderburg, Andrew; Collins, Karen A.; Watkins, Cristilyn N.; Schwarz, Richard P.; Barkaoui, Khalid; Yee, Samuel W. (9 de janeiro de 2025). «A Disintegrating Rocky Planet with Prominent Comet-like Tails Around a Bright Star». The Astrophysical Journal. 984 (1): L3. Bibcode:2025ApJ...984L...3H. arXiv:2501.05431
. doi:10.3847/2041-8213/adbf21
- ↑ Argelander, Friedrich Wilhelm August (1903). Bonner Durchmusterung des Nördlichen Himmels. Bonn: A. Marcus und E. Weber's Verlag. Bibcode:1903BD....C......0A
- ↑ Giclas, Henry L.; Burnham, Robert; Thomas, Norman Gene (1 de janeiro de 1961). «Lowell proper motions III : proper motion survey of the Northern Hemisphere with the 13-inch photographic telescope of the Lowell Observatory». Lowell Observatory Bulletin. 6 (112): 61–132. Bibcode:1961LowOB...5...61G
- ↑ Lee, S. -G. (1 de maio de 1984). «Spectral classification of high-proper-motion stars.». The Astronomical Journal. 89: 702–719. Bibcode:1984AJ.....89..702L. ISSN 0004-6256. doi:10.1086/113569