HD 188753

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HD 188753
Dados observacionais (J2000)
Constelação Cygnus
Asc. reta 19h 54m 58,37s[1]
Declinação +41° 52′ 17,53″[1]
Magnitude aparente 7,43[2] (8,01 + 8,76)[3]
Características
Tipo espectral G8V + K0V[4]
Cor (U-B) 0,42[2]
Cor (B-V) 0,79[2]
Astrometria
Velocidade radial -23,5 km/s[1]
Mov. próprio (AR) -51,32 mas/a[1]
Mov. próprio (DEC) 286,57 mas/a[1]
Paralaxe 21,63 ± 0,65 mas[1]
Distância 150,8 ± 4,5 anos-luz
46,2 ± 1,4 pc
Magnitude absoluta 4,11 (4,69 + 5,44)
Detalhes
Idade 5,6 ± 3,3 bilhões[5] de anos
HD 188753 A
Massa 1,06 ± 0,07[5] M☉
Temperatura 5750 ± 100[5] K
Rotação v sin i = 2 ± 1 km/s[5]
HD 188753 Ba
Massa 0,92[6] M☉
Temperatura 5500 ± 100[5] K
Rotação v sin i = 2 ± 1 km/s[5]
HD 188753 Bb
Massa 0,71[6] M☉
Outras denominações
BD+41 3535, HD 188753, HIP 98001, SAO 48968.[1]
HD 188753

HD 188753 é um sistema estelar triplo na constelação de Cygnus. Com uma magnitude aparente visual de +7,43,[2] tem um brilho baixo demais para ser visto a olho nu, mas é visível com um pequeno telescópio. De acordo com dados de paralaxe pelo satélite Hipparcos, está localizado a uma distância de 150,8 anos-luz (46,2 parsecs) da Terra.[1]

HD 188753 foi descoberta como uma estrela dupla em 1895 por George Washington Hough.[7] Em 1977 foi determinado que um dos componentes é por sua vez uma binária espectroscópica.[8] Em 2005, foi anunciada a descoberta de um planeta extrassolar orbitando a estrela primária.[5] Observações adicionais não conseguiram detectar o planeta, concluindo que não há evidências para sua existência.[9]

Sistema estelar[editar | editar código-fonte]

Representação da configuração hierárquica do sistema, com o componente primário (A) à esquerda, e os componentes secundário (Ba) e terciário (Bb) à direita formando um par próximo em órbita em torno do primário

O componente primário do sistema, HD 188753 A, é uma estrela de classe G da sequência principal parecida com o Sol com um tipo espectral de G8V.[4] Tem uma massa cerca de 6% superior à do Sol e uma temperatura efetiva de 5 750 K.[5] A uma separação média de 0,27 segundos de arco está o componente B do sistema, cuja órbita ao redor do componente A tem um período de 25,7 anos, semieixo maior de 12,3 UA e excentricidade de 0,5. Sua distância de periastro é de 6,2 UA.[9]

O componente B é por sua vez composto por duas estrelas próximas, denominadas Ba e Bb, formando uma binária espectroscópica, detectável apenas no espectro conjunto do sistema. Essas duas estrelas orbitam entre si com um período de 154,4 dias, excentricidade de 0,175 e estão separadas por 0,67 UA.[6][5] As curvas de velocidade radial das três estrelas do sistema são conhecidas, permitindo o cálculo direto de uma razão de massas de 0,768 para o par secundário. Com uma massa total de 1,63 massas solares, isso corresponde a massas individuais de 0,92 massas solares para a estrela secundária e 0,71 massas solares para a terciária.[6] HD 188753 Ba é uma estrela de classe K da sequência principal com um tipo espectral de K0V[4] e uma temperatura efetiva de 5 500 K.[5]

As duas órbitas são aproximadamente coplanares entre si, com inclinações, em relação ao plano do céu, de aproximadamente 34° para a órbita AB e 41° para a órbita do par B.[6] Com uma idade estimada de 5,6 bilhões de anos, o sistema é ligeiramente mais velho que o Sol, mas a incerteza nesse parâmetro é grande.[5]

Possível sistema planetário[editar | editar código-fonte]

Em 2005, foi anunciada a descoberta por espectroscopia Doppler de um planeta extrassolar orbitando HD 188753 A, a partir de 11 observações do sistema pelo espectrógrafo HIRES, montado no Observatório W. M. Keck, entre agosto de 2003 e novembro de 2004. Com uma massa mínima de 1,14 massas de Júpiter e um período orbital de apenas 3,35 dias, esse objeto seria um Júpiter quente orbitando a uma distância de apenas 0,045 UA da estrela.[5]

A existência de um planeta massivo em um sistema estelar triplo relativamente compacto representaria um desafio às teorias de formação planetária, já que a presença do componente B iria limitar o disco protoplanetário ao redor de HD 188753 A até um raio de cerca de 1,3 UA, menor que a linha do gelo e portanto não permitindo a formação de planetas gasosos.[5] A descoberta do planeta ganhou bastante atenção da comunidade científica; as hipóteses criadas para explicar sua existência envolvem encontros dinâmicos com estrelas de um aglomerado após a formação do planeta, resultando no sistema triplo observado atualmente.[10][11][12][9]

Em 2007, um estudo para melhor caracterizar o planeta não conseguiu confirmar sua existência. Observações do sistema pelo espectrógrafo ELODIE não detectaram o sinal periódico na velocidade radial de HD 188753 A como relatado anteriormente, sendo que as medições claramente teriam a precisão necessária para detectar o planeta. Os autores desse estudo argumentaram que o conjunto de dados que levou à descoberta do planeta é pequeno (apenas 11 medições) e têm resíduos altos, concluindo que não existem evidências para apoiar a existência do objeto.[9]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h «HD 188753 -- Double or multiple star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 16 de novembro de 2017 
  2. ↑ a b c d Nicolet, B. (outubro de 1978). «Catalogue of homogeneous data in the UBV photoelectric photometric system». Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 34: 1 - 49. Bibcode:1978A&AS...34....1N 
  3. ↑ Malkov, O. Yu.; Tamazian, V. S.; Docobo, J. A.; Chulkov, D. A (outubro de 2012). «Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries». Astronomy & Astrophysics. 546: id.A69, 5. Bibcode:2012A&A...546A..69M. doi:10.1051/0004-6361/201219774 
  4. ↑ a b c Christy, James W.; Walker, R. L., Jr. (outubro de 1969). «MK Classification of 142 Visual Binaries». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 81 (482): 643. Bibcode:1969PASP...81..643C. doi:10.1086/128831 
  5. ↑ a b c d e f g h i j k l m Konacki, Maciej (julho de 2005). «An extrasolar giant planet in a close triple-star system». Nature. 436 (7048): 230-233. Bibcode:2005Natur.436..230K. doi:10.1038/nature03856 
  6. ↑ a b c d e Mazeh, T.; et al. (outubro de 2009). «TRIMOR - three-dimensional correlation technique to analyse multi-order spectra of triple stellar systems: application to HD 188753». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 399 (2): 906-913. Bibcode:2009MNRAS.399..906M. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15321.x 
  7. ↑ Hough, G. W. (abril de 1899). «Catalogue of 132 New Double Stars and Measures of 255 Double Stars». Astronomische Nachrichten. 149 (5): 65. Bibcode:1899AN....149...65H. doi:10.1002/asna.18991490502 
  8. ↑ Griffin, R. F. (fevereiro de 1977). «The multiple star HD 188753 (ADS 13125)». The Observatory. 97: 15-18. Bibcode:1977Obs....97...15G 
  9. ↑ a b c d Eggenberger, A.; Udry, S.; Mazeh, T.; Segal, Y.; Mayor, M. (maio de 2007). «No evidence of a hot Jupiter around HD 188753 A». Astronomy and Astrophysics. 466 (3): 1179-1183. Bibcode:2007A&A...466.1179E. doi:10.1051/0004-6361:20066835 
  10. ↑ Portegies Zwart, Simon F.; McMillan, Stephen L. W. (novembro de 2005). «Planets in Triple Star Systems: The Case of HD 188753». The Astrophysical Journal. 633 (2): L141-L144. Bibcode:2005ApJ...633L.141P. doi:10.1086/498302 
  11. ↑ Pfahl, Eric (dezembro de 2005). «Cluster Origin of the Triple Star HD 188753 and Its Planet». The Astrophysical Journal. 635 (1): L89-L92. Bibcode:2005ApJ...635L..89P. doi:10.1086/499162 
  12. ↑ Jang-Condell, Hannah (janeiro de 2007). «Constraints on the Formation of the Planet in HD 188753». The Astrophysical Journal. 654 (1): 641-649. Bibcode:2007ApJ...654..641J. doi:10.1086/509494 
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