Estrela de Kapteyn

Coordenadas: Sky map 05h 11m 41s, −45° 01′ 06″

Estrela de Kapteyn
Dados observacionais (J2000)
Constelação Pictor
Asc. reta 05h 11m 40,6s[1]
Declinação -45° 01′ 06,3″[1]
Magnitude aparente 8,853[1]
Características
Tipo espectral sdM1[1]
Cor (U-B) 1,191[1]
Cor (B-V) 1,580[1]
Variabilidade BY Dra[2]
Astrometria
Velocidade radial 245,19 km/s[1]
Mov. próprio (AR) 6491,47 mas/a[3]
Mov. próprio (DEC) -5709,22 mas/a[3]
Paralaxe 254,2263 ± 0,0263 mas[3]
Distância 12,8294 ± 0,0013 anos-luz
3,93350 ± 0,00041 pc
Magnitude absoluta 10,88
Detalhes
Massa 0,281 ± 0,014[4] M☉
Raio 0,291 ± 0,025[4] R☉
Gravidade superficial 4,96 cgs (log g)[5]
Temperatura 3 510[6] K
Metalicidade [M/H] = -0,86[4][5]
[Fe/H] = -0,85[6]
Rotação >9,15 km/s[7]
Idade ~10 bilhões[5][4] de anos
Outras denominações
VZ Pictoris, CD-45 1841, GJ 191, HD 33793, HIP 24186, SAO 217223.[1]
Estrela de Kapteyn

A Estrela de Kapteyn é uma anã vermelha a cerca de 12,83 anos-luz (3,93 pc)[3] da Terra na constelação austral de Pictor.[1] Com uma magnitude aparente visual de 8,85,[1] é visível somente através de binóculos ou telescópios. É a estrela do halo galáctico mais próxima conhecida, e também a segunda estrela com o maior movimento próprio de todo o céu, atrás da Estrela de Barnard.[5] Em 2014, foi anunciada a descoberta de dois planetas orbitando a Estrela de Kapteyn.[4]

História

A estrela hoje conhecida como Estrela de Kapteyn foi originalmente catalogada pelo astrônomo holandês Jacobus Kapteyn em 1898.[8] Enquanto ele observava fotografias do céu, notou uma estrela com um movimento próprio muito alto de mais de oito segundos de arco por ano. Mais tarde, a estrela ficou conhecida como Estrela de Kapteyn, em homenagem ao seu descobridor.[9] Naquela época, tinha o maior movimento próprio de qualquer estrela conhecida. Com a descoberta da Estrela de Barnard em 1916,[10] a Estrela de Kapteyn ficou em segundo lugar, onde permanece até hoje.[5][9]

Características

Comparação de tamanho entre a estrela de Kapteyn, a Terra, Júpiter e o Sol.

Com base em medições de paralaxe pelo satélite astrométrico Hipparcos, a Estrela de Kapteyn está localizada a 12,76 anos-luz (3,91 parsecs) da Terra.[1] Há 10 800 anos, esteve a 7 anos-luz (2,15 parsecs) do Sol e tem se distanciado desde então.[11] Seu tipo espectral é de sdM1,[1] o que indica que é uma estrela subanã com uma luminosidade menor que a de uma estrela da sequência principal de mesma classe espectral. Possui uma massa de 28% da massa solar, um raio de 29% do raio solar[4] e uma temperatura efetiva de 3 510 K,[6] muito menor que a solar. A abundância de elementos que não são hidrogênio e hélio, a metalicidade, é de cerca de 14% da abundância solar.[4][5] É uma estrela variável do tipo BY Draconis com a designação VZ Pictoris. Estrelas desse tipo mudam de luminosidade por causa da presença de manchas estelares na superfície, resultantes de atividade magnética na cromosfera, que entram e saem da linha de visão da Terra conforme a estrela rotaciona.[2]

A Estrela de Kapteyn possui várias outras peculiaridades: possui uma alta velocidade radial,[9] orbita a Via Láctea de forma retrógrada (em sentido contrário ao da maioria das estrelas),[5] e é a estrela do halo galáctico mais próxima do Sol conhecida.[4] É membro de uma associação de estrelas com a mesma trajetória pelo espaço, conhecido como grupo Kapteyn.[12] Existem evidências que as estrelas desse grupo se formaram em uma galáxia anã satélite da Via Láctea que se fundiu com ela em algum momento no passado. Suspeita-se que o remanescente dessa galáxia seja o aglomerado globular Omega Centauri, que tem órbita retrógrada e metalicidade similares às da Estrela de Kapteyn. Durante o processo de fusão, as estrelas do grupo, incluindo a Estrela de Kapteyn, podem ter sido atiradas para fora do aglomerado por força de maré galáctica.[5][13]

Sistema planetário

Em 2014, foi anunciada a descoberta de dois planetas orbitando a Estrela de Kapteyn. A descoberta foi feita pelo método da velocidade radial, que consiste em detectar pequenas variações na velocidade radial de uma estrela causadas pela gravidade de um planeta. Os planetas são super-Terras com massas mínimas de 4,8 e 7,0 vezes a massa da Terra. O primeiro orbita a estrela a uma distância média de 0,17 UA com um período de 48,6 dias, estando dentro da zona habitável do sistema. O segundo planeta está mais afastado, a uma distância média de 0,31 UA, e tem um período de 121,5 dias.[4]

O sistema da Estrela de Kapteyn [4]
Planeta Massa
 Semieixo maior
(UA)
 Período orbital
(dias)
 Excentricidade
b ≥4,8 +0,9
−1,0 M⊕
 0,168 +0,006
−0,008
 48,616 +0,036
−0,032
 0,21 +0,11
−0,10
c ≥7,0 +1,2
−1,0 M⊕
 0,311 +0,038
−0,014
 121,54 ± 0,25
 0,23+0,10
−0,12

Ver também

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h i j k l «SIMBAD query result - NAME Kapteyn's star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 15 de janeiro de 2015 
  2. ↑ a b «VSX : Detail for VZ Pic». The International Variable Star Index. American Association of Variable Star Observers (AAVSO). Consultado em 16 de janeiro de 2015 
  3. ↑ a b c d Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833051  Catálogo Vizier
  4. ↑ a b c d e f g h i j Anglada-Escudé, G.; et al. (setembro de 2014). «Two planets around Kapteyn's star: a cold and a temperate super-Earth orbiting the nearest halo red dwarf». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 443 (1). pp. L89–L93. Bibcode:2014MNRAS.443L..89A. doi:10.1093/mnrasl/slu076 
  5. ↑ a b c d e f g h Kotoneva, E.; Innanen, K.; Dawson, P. C.; Wood, P. R.; De Robertis, M. M (agosto de 2005). «A study of Kapteyn's star». Astronomy and Astrophysics. 438 (3). pp. 957–962. Bibcode:2005A&A...438..957K. doi:10.1051/0004-6361:20042287 
  6. ↑ a b c Neves, V.; et al. (agosto de 2014). «Metallicity of M dwarfs. IV. A high-precision [Fe/H] and Teff technique from high-resolution optical spectra for M dwarfs». Astronomy & Astrophysics. 568. pp. A121, 22. Bibcode:2014A&A...568A.121N. doi:10.1051/0004-6361/201424139 
  7. ↑ Houdebine, E. R (setembro de 2010). «Observation and modelling of main-sequence star chromospheres - XIV. Rotation of dM1 stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 407 (3). pp. 1657–1673. Bibcode:2010MNRAS.407.1657H. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16827.x 
  8. ↑ Kapteyn, J. C. (1898), «Stern mit grösster bislang bekannter Eigenbewegung», Astronomische Nachrichten, 145 (9–10): 159–160, Bibcode:1897AN....145..159K, doi:10.1002/asna.18981450906 .
  9. ↑ a b c Kaler, James B. (2002), «Kapteyn's Star», The Hundred Greatest Stars, Copernicus Books, pp. 108–109 .
  10. ↑ Barnard, E. E. (1916), «A small star with large proper motion», Astronomical Journal, 29 (695): 181, Bibcode:1916AJ.....29..181B, doi:10.1086/104156 .
  11. ↑ Bobylev, V. V (março de 2010). «Searching for stars closely encountering with the solar system». Astronomy Letters. 36 (3). pp. 220–226. Bibcode:2010AstL...36..220B. doi:10.1134/S1063773710030060 
  12. ↑ Eggen, O. J. (dezembro de 1996), «The Ross 451 Group of Halo Stars», Astronomical Journal, 112: 2661, Bibcode:1996AJ....112.2661E, doi:10.1086/118210 
  13. ↑ Wylie-de Boer, Elizabeth; Freeman, Ken; Williams, Mary (fevereiro de 2010), «Evidence of Tidal Debris from ω Cen in the Kapteyn Group», The Astronomical Journal, 139 (2): 636–645, Bibcode:2010AJ....139..636W, arXiv:0910.3735Acessível livremente, doi:10.1088/0004-6256/139/2/636 

Ligações externas