Gamma Cephei

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γ Cephei
Dados observacionais (J2000)
Constelação Cepheus
Asc. reta 23h 39m 20,85s[1]
Declinação +77° 37′ 56,19″[1]
Magnitude aparente 3,22[1]
Características
Tipo espectral K1III-IV + M4V[2]
Cor (U-B) 0,94[1]
Cor (B-V) 1,03[1]
Astrometria
Velocidade radial -42,943 ± 0,046 km/s[2]
Mov. próprio (AR) -47,96 mas/a[1]
Mov. próprio (DEC) 126,59 mas/a[1]
Paralaxe 70,91 ± 0,40 mas[1]
Distância 46,00 ± 0,26 anos-luz
14,102 ± 0,080 pc
Magnitude absoluta 2,47
Detalhes
γ Cephei A
Massa 1,40 ± 0,12[2] M
Raio 5,01 ± 0,05[3] R
Gravidade superficial log g = 3,18 ± 0,06 cgs[4]
Luminosidade 11,4 ± 0,0[3] L
Temperatura 4744 ± 21[3] K
Metalicidade [Fe/H] = 0,08 ± 0,11[3]
Rotação v sin i = 1,63 ± 0,23 km/s[4]
Idade 6,6 bilhões[5]
5,4 ± 2,1 bilhões[3] de anos
γ Cephei B
Massa 0,409 ± 0,018[2] M
Outras denominações
Errai, Gamma Cephei, BD+76 928, FK5 893, GJ 903, HR 8974, HD 222404, HIP 116727, SAO 10818.[1]
Gamma Cephei
Cepheus constellation map.png

Gamma Cephei (γ Cephei, γ Cep), tradicionalmente chamada de Errai, é uma estrela na constelação de Cepheus. Possui uma magnitude aparente visual de +3,22,[1] sendo visível a olho nu mesmo em locais com poluição luminosa. Com base em medições de paralaxe, está localizada a uma distância de aproximadamente 46 anos-luz (14 parsecs) da Terra.[1]

Este sistema é uma estrela binária formada por uma subgigante de classe K primária e uma anã vermelha secundária. Em 2003, foi confirmada a existência de um planeta extrassolar ao redor da estrela primária (Gamma Cephei Ab).

Devido à precessão dos equinócios, Gamma Cephei sucederá Polaris como a estrela polar do hemisfério norte. Gamma Cephei estará mais próxima do polo celestial norte do que Polaris aproximadamente no ano 3000, fazendo sua maior aproximação do polo em 4000, sendo que então o título passará para Iota Cephei perto de 5200.

Características[editar | editar código-fonte]

A estrela mais brilhante do sistema, Gamma Cephei A, é uma subgigante de classe K com um tipo espectral de K1III-IV,[2] indicando que é uma estrela evoluída que já abandonou a sequência principal. Com base na órbita do sistema, sua massa é calculada em aproximadamente 1,4 vezes a massa solar,[2] enquanto modelos evolucionários estimam uma massa menor de aproximadamente 1,2 massas solares e uma idade de 6 bilhões de anos.[5][3] Seu diâmetro angular foi medido diretamente por instrumentos de interferometria, sendo igual a 3,3 milissegundos de arco, permitindo o cálculo de um raio equivalente a 5 vezes o raio solar.[3] A partir do raio e de uma luminosidade igual a 11,4 vezes solar, é calculada uma temperatura efetiva de cerca de 4 750 K,[3] que dá à estrela a coloração alaranjada típica de estrelas de classe K.[6] Sua metalicidade é próxima da solar, possivelmente um pouco superior.[3]

A estrela secundária do sistema, Gamma Cephei B, foi inicialmente detectada como uma companheira espectroscópica em 1988, a partir de variabilidade na velocidade radial do sistema,[7] e em 2007 foi detectada diretamente por observações infravermelhas, sendo 6,2 magnitudes menos brilhante que a primária na banda K. Ela é uma anã vermelha com um tipo espectral de M4V e tem uma massa calculada de 41% da massa solar. A órbita do sistema tem um período de 67,5 anos, uma alta excentricidade de 0,41 e está inclinada em 119° em relação ao plano do céu. Seu semieixo maior é de 1,47 segundos de arco, correspondendo a uma separação média de 20,2 UA entre as estrelas.[2]

Atualmente se aproximando do Sistema Solar com uma velocidade radial de -42,9 km/s,[2] o sistema fará sua maior aproximação ao Sol em cerca de 300 mil anos, quando chegará a uma distância mínima de 10 anos-luz (3 parsecs).[8]

Sistema planetário[editar | editar código-fonte]

Na década de 1980, Gamma Cephei foi um dos alvos da primeira busca por planetas extrassolares através do método da velocidade radial, com o Telescópio Canadá-França-Havaí. Em 1988 foi relatada variabilidade na sua velocidade radial, o que levou à descoberta da estrela companheira Gamma Cephei B. Os dados indicavam ainda a presença de um terceiro corpo no sistema, com um período de 900 dias e massa planetária.[7] Se confirmado, esse seria o primeiro planeta extrassolar conhecido. No entanto, a explicação de que o sinal era causado por rotação estelar foi considerada mais provável, porque na época Gamma Cephei A era considerada uma estrela gigante, o período orbital do componente B era estimado em apenas 30 anos (tornando a órbita do planeta instável), e o índice de atividade cromosférica indicava uma possível correlação com a velocidade radial.[9]

Em um artigo publicado em 2003, a existência do planeta foi confirmada a partir de novas observações pelo Observatório McDonald, que demonstraram que o período de 900 dias permanece constante mesmo em diferentes conjuntos de dados e que ele não possui equivalente nem nos índices de atividade cromosférica nem na fotometria obtida pela sonda Hipparcos.[10] A solução orbital mais recente, criada com base na órbita atualizada do sistema AB, indica que o planeta tem uma massa mínima de 1,6 vezes a massa de Júpiter e está a uma distância média de 2,0 UA da estrela, levando 903 dias para completar uma órbita.[2] Apesar da proximidade com Gamma Cephei B, o planeta é estável e pode ter se formado na órbita atual.[2][11][12]

O sistema γ Cephei A [2]
Planeta Massa Semieixo maior
(UA)
Período orbital
(dias)
Excentricidade
Ab >1,60 ± 0,13 MJ 2,044 ± 0,057 902,9 ± 3,5 0,115 ± 0,058

Nomenclatura[editar | editar código-fonte]

γ Cephei é a designação de Bayer para este sistema. De acordo com os padrões de nomenclatura para objetos em sistemas múltiplos, os dois componentes são designados A e B. O planeta é designado γ Cephei Ab.

Gamma Cephei tem o nome tradicional Errai (também escrito como Er Rai ou Alrai), que deriva do árabe الراعي, ar-rā‘ī e significa "o pastor". Por vezes, Beta Ophiuchi também é chamada de "Alrai", embora seja mais conhecida como "Celbarai" ou "Kelb Arai", que significam "cachorro do pastor".[carece de fontes?] Em 2016, a União Astronômica Internacional organizou um grupo para catalogar e padronizar nomes próprios estelares; em 15 de dezembro de 2015, foi aprovado o nome Errai para esta estrela.[13]

Em julho de 2014 a União Astronômica Internacional lançou uma campanha para dar nomes próprios a alguns planetas extrassolares, em um processo envolvendo participação do público e votação para os novos nomes.[14] Em dezembro de 2015, foi anunciado o nome Tadmor para γ Cephei Ab, o nome em árabe da cidade de Palmira, na Síria.[15]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. a b c d e f g h i j k «* gam Cep -- Spectroscopic binary». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 12 de dezembro de 2017 
  2. a b c d e f g h i j k Neuhäuser, R.; Mugrauer, M.; Fukagawa, M.; Torres, G.; Schmidt, T. (fevereiro de 2007). «Direct detection of exoplanet host star companion γ Cep B and revised masses for both stars and the sub-stellar object». Astronomy and Astrophysics. 462 (2): pp.777-780. Bibcode:2007A&A...462..777N. doi:10.1051/0004-6361:20066581 
  3. a b c d e f g h i Baines, Ellyn K.; et al. (agosto de 2009). «Eleven Exoplanet Host Star Angular Diameters from the Chara Array». The Astrophysical Journal. 701 (1): pp. 154-162. Bibcode:2009ApJ...701..154B. doi:10.1088/0004-637X/701/1/154 
  4. a b Jofré, E.; et al. (fevereiro de 2015). «Stellar parameters and chemical abundances of 223 evolved stars with and without planets». Astronomy & Astrophysics. 574: A50, 46 pp. Bibcode:2015A&A...574A..50J. doi:10.1051/0004-6361/201424474 
  5. a b Torres, Guillermo (janeiro de 2007). «The Planet Host Star γ Cephei: Physical Properties, the Binary Orbit, and the Mass of the Substellar Companion». The Astrophysical Journal. 654 (2): pp. 1095-1109. Bibcode:2007ApJ...654.1095T. doi:10.1086/509715 
  6. «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 15 de dezembro de 2017 
  7. a b Campbell, Bruce; Walker, G. A. H.; Yang, S. (agosto de 1988). «A search for substellar companions to solar-type stars». Astrophysical Journal. 331: p. 902-921. Bibcode:1988ApJ...331..902C. doi:10.1086/166608 
  8. Bailer-Jones, C. A. L. (março de 2015). «Close encounters of the stellar kind». Astronomy & Astrophysics. 575: A35, 13 pp. Bibcode:2015A&A...575A..35B. doi:10.1051/0004-6361/201425221 
  9. Walker, Gordon A. H. (janeiro de 2012). «The first high-precision radial velocity search for extra-solar planets». New Astronomy Reviews. 56 (1): p. 9-15. Bibcode:2012NewAR..56....9W. doi:10.1016/j.newar.2011.06.001 
  10. Hatzes, Artie P.; et al. (dezembro de 2003). «A Planetary Companion to γ Cephei A». The Astrophysical Journal. 599 (2): pp. 1383-1394. Bibcode:2003ApJ...599.1383H. doi:10.1086/379281 
  11. Jang-Condell, H.; Mugrauer, M.; Schmidt, T. (agosto de 2008). «Disk Truncation and Planet Formation in γ Cephei». The Astrophysical Journal Letters. 683 (2): L191. Bibcode:2008ApJ...683L.191J. doi:10.1086/591791 
  12. Kley, W.; Nelson, R. P. (agosto de 2008). «Planet formation in binary stars: the case of γ Cephei». Astronomy and Astrophysics. 486 (2): pp.617-628. Bibcode:2008A&A...486..617K. doi:10.1051/0004-6361:20079324 
  13. «IAU Catalog of Star Names». Working Group on Star Names (WGSN). Consultado em 15 de dezembro de 2017 
  14. «NameExoWorlds: An IAU Worldwide Contest to Name Exoplanets and their Host Stars». IAU.org. Consultado em 15 de dezembro de 2017 
  15. «NameExoWorlds The Approved Names». Consultado em 15 de dezembro de 2017 

Ligações externas[editar | editar código-fonte]