Oph 162225-240515
| Oph 162225-240515 | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Scorpius |
| Asc. reta | 16h 22m 25,21s[1] |
| Declinação | -24° 05′ 13,9″[1] |
| Magnitude aparente | 14,47[1] (14,53 + 15,24)[2] (banda J) |
| Características | |
| Oph 162225-240515 A | |
| Tipo espectral | M7.25 ± 0.25[2] |
| Oph 162225-240515 B | |
| Tipo espectral | M8.75 ± 0.25[2] |
| Astrometria | |
| Oph 162225-240515 A | |
| Mov. próprio (AR) | -15,99 ± 0,34 mas/a[3] |
| Mov. próprio (DEC) | -24,61 ± 0,24 mas/a[3] |
| Paralaxe | 7,5963 ± 0,2891 mas[3] |
| Distância | 429 ± 16 anos-luz 132 ± 5 pc |
| Oph 162225-240515 B | |
| Mov. próprio (AR) | -15,93 ± 1,01 mas/a[3] |
| Mov. próprio (DEC) | -24,25 ± 0,68 mas/a[3] |
| Paralaxe | 7,4979 ± 0,8075 mas[3] |
| Distância | 435 ± 47 anos-luz 133 ± 15 pc |
| Detalhes | |
| Idade | 11 ± 2 milhões[4] de anos |
| Oph 162225-240515 A | |
| Massa | 0,051+0,009 −0,007[4] M☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,25 ± 0,50 cgs[5] |
| Luminosidade | 0,0039+0,0013 −0,0010[2] L☉ |
| Temperatura | 2838[2] K |
| Oph 162225-240515 B | |
| Massa | 0,0020 ± 0,003[4] M☉ |
| Gravidade superficial | log g = 4,25 ± 0,50 cgs[5] |
| Luminosidade | 0,0023+0,0009 −0,0006[2] L☉ |
| Temperatura | 2478[2] K |
| Outras denominações | |
| 2MASS J16222521-2405139[1] | |
  | |
Oph 162225-240515 (abreviado para Oph 1622-2405 ou Oph 1622) é um sistema binário de anãs marrons na constelação de Scorpius. O sistema provavelmente é um membro do subgrupo Scorpius Superior da associação Scorpius-Centaurus, a associação OB mais próxima do Sol, que tem uma idade estimada de 11 milhões de anos[4] e está a uma distância média de 470 anos-luz (145 parsecs) da Terra.[2] O terceiro lançamento do catálogo Gaia indica que o sistema está a uma distância de aproximadamente 430 anos-luz (132 parsecs).[3]
O sistema foi primeiramente descoberto como um par binário jovem de anãs marrons em 2005 em uma busca por fontes de radiação infravermelha em regiões de formação estelar próximas.[6]:71-72 Este sistema está próximo da região da nuvem de Ophiuchus, com uma idade de apenas 1 milhão de anos, e foi o 11º sistema encontrado na pesquisa, recebendo a identificação Oph 11.[6][7] Observações pelo Telescópio Espacial Spitzer no infravermelho médio (3,6 a 24 μm) mostraram que o componente secundário domina o fluxo do sistema nessa região do espectro, indicando excesso de emissão infravermelha causado por um disco de poeira ao redor do objeto,[7] o que é consistente com um tempo de sobrevivência de disco maior para objetos menos massivos.[6]:70 Assumindo a idade do complexo de Ophiuchus ao sistema produziu estimativas de massa de 12 e 9 MJ (massas de Júpiter) para o primário e secundário.[6]:91[7] mas a posição dos objetos no diagrama HR sugere idades, e consequentemente massas, significativamente maiores.[6]:91[8]
Em agosto de 2006, o Observatório Europeu do Sul anunciou a descoberta independente do sistema Oph 1622-2405, a partir de observações pelo New Technology Telescope, no Observatório de La Silla. A partir de tipos espectrais de M9.5 e M.9 e uma idade de 1 milhão de anos, massas de 14 e 7 MJ foram estimadas para os componentes primário e secundário, respectivamente, tornando-os objetos de massa planetária ("planemos"). A descoberta foi anunciada como a primeira de um sistema binário de objetos de massa tão baixa.[9][10] No entanto, observações posteriores encontraram massas maiores, e o sistema mais provavelmente é formado por anãs marrons e não planemos. Um estudo de 2007 mediu tipos espectrais mais quentes de M7.25 e M8.75, e encontrou massas de 58 e 20 MJ para as anãs marrons.[2] Modelos evolucionários deram idades de 10 a 30 milhões de anos para a primária e 1 a 20 milhões de anos para a secundária, que, junto com a análise dos seus espectro e localização do sistema no céu, sugerem que o par pertence ao subgrupo Scorpius Superior da associação Scorpius-Centaurus,[2] que teve em 2012 sua idade revista para 11 milhões de anos.[4]
A separação angular entre as duas anãs marrons é de 1,94 segundos de arco, o que corresponde a uma separação física mínima de cerca de 240 UA. Essa separação é mantida aproximadamente constante desde 1993, indicando que o par possui o mesmo movimento próprio e forma um real sistema binário. Não há evidências de movimento orbital entre os objetos, o que é esperado considerando o período orbital estimado de aproximadamente 20 mil anos do par. A separação entre os objetos significa que a energia de ligação entre eles é pequena, e espera-se que o sistema seja eventualmente rompido por um encontro aleatório com uma estrela passante.[5]
| Idade (106 anos) |
Tipo espectral | Temperatura efetiva (K) |
Massa (MJ) |
Ref. | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| P | S | P | S | P | S | |||
| 40 | M7.5 | M8 | 2800 | 2710 | 60 | 50 | [6]:91 | |
| 1 | 2321 | 2207 | 12 | 9 | [6]:91[7] | |||
| ~1 | M9 | M9.5-L0 | 2400 ± 100 | 2100 ± 100 | ~14 | ~7 | [9] | |
| 1–10 | 2350 ± 150 | 2100 ± 100 | 13+8 −4 |
10+5 −4 |
[11] | |||
| 10-20 | M7 | M8 | 2880 | 2710 | 55-65 | 30-35 | [8] | |
| 1-30 | M7.25 ± 0.25 | M8.75 ± 0.25 | 2838 | 2478 | 58 ± 10 | 20+10 −5 |
[2] | |
| 5 ± 2 | M9 ± 0.5 | M9.5 ± 0.5 | 2375 ± 175 | 2175 ± 175 | 17+4 −5 |
14+6 −5 |
[5] | |
| 11 ± 2 | 53+9 −7 |
21 ± 3 | [4] | |||||
Ver também[editar | editar código-fonte]
Referências
- ↑ a b c d «NAME Oph J1622-2405 -- Double or multiple star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 9 de abril de 2018
- ↑ a b c d e f g h i j k Luhman, K. L.; et al. (abril de 2007). «Ophiuchus 1622-2405: Not a Planetary-Mass Binary». The Astrophysical Journal. 659 (2): 1629-1636. Bibcode:2007ApJ...659.1629L. doi:10.1086/512539
- ↑ a b c d e f g Gaia Collaboration: Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; et al. (maio de 2021). «Gaia Early Data Release 3. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 649: A1, 20 pp. Bibcode:2021A&A...649A...1G. arXiv:2012.01533
. doi:10.1051/0004-6361/202039657 Catálogo VizieR Catálogo VizieR
- ↑ a b c d e f Pecaut, Mark J.; Mamajek, Eric E.; Bubar, Eric J. (fevereiro de 2012). «A Revised Age for Upper Scorpius and the Star Formation History among the F-type Members of the Scorpius-Centaurus OB Association». The Astrophysical Journal. 746 (2): artigo 154, 22. Bibcode:2012ApJ...746..154P. doi:10.1088/0004-637X/746/2/154
- ↑ a b c d Close, Laird M.; et al. (maio de 2007). «The Wide Brown Dwarf Binary Oph 1622-2405 and Discovery of a Wide, Low-Mass Binary in Ophiuchus (Oph 1623-2402): A New Class of Young Evaporating Wide Binaries?». The Astrophysical Journal. 660 (2): 1492-1506. Bibcode:2007ApJ...660.1492C. doi:10.1086/513417
- ↑ a b c d e f g Allers, K. N. (2005). Disks and Dissociation Regions: The Interaction of Young Stellar Objects with their Environments (PDF) (Tese de PhD). Universidade do Texas em Austin
- ↑ a b c d Allers, K. N.; Kessler-Silacci, J. E.; Cieza, L. A.; Jaffe, D. T. (junho de 2006). «Young, Low-Mass Brown Dwarfs with Mid-Infrared Excesses». The Astrophysical Journal. 644 (1): 364-377. Bibcode:2006ApJ...644..364A. doi:10.1086/503355
- ↑ a b Allers, K. N.; et al. (março de 2007). «Characterizing Young Brown Dwarfs Using Low-Resolution Near-Infrared Spectra». The Astrophysical Journal. 657 (1): 511-520. Bibcode:2007ApJ...657..511A. doi:10.1086/510845
- ↑ a b Jayawardhana, Ray; Ivanov, Valentin D. (setembro de 2006). «Discovery of a Young Planetary-Mass Binary». Science. 313 (5791): 1279-1281. Bibcode:2006Sci...313.1279J. doi:10.1126/science.1132128
- ↑ «The 'Planemo' Twins - Astronomers Discover Double Planetary Mass Object» (Nota de imprensa). Observatório Europeu do Sul. 4 de agosto de 2006. Consultado em 10 de abril de 2018
- ↑ Brandeker, Alexis; Jayawardhana, Ray; Ivanov, Valentin D.; Kurtev, Radostin (dezembro de 2006). «Infrared Spectroscopy of the Ultra-Low-Mass Binary Oph 162225-240515». The Astrophysical Journal. 653 (1): L61-L64. Bibcode:2006ApJ...653L..61B. doi:10.1086/510308
