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| Oph 162225-240515
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| Dados observacionais (J2000)
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| Constelação
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Scorpius
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| Asc. reta
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16h 22m 25,21s[1]
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| Declinação
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-24° 05′ 13,9″[1]
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| Magnitude aparente
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14,47[1] (14,53 + 15,24)[2]
(banda J)
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| Características
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| Oph 162225-240515 A
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| Tipo espectral
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M7.25 ± 0.25[2]
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| Oph 162225-240515 B
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| Tipo espectral
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M8.75 ± 0.25[2]
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| Astrometria
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| Oph 162225-240515 A
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| Mov. próprio (AR)
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-15,99 ± 0,34 mas/a[3]
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| Mov. próprio (DEC)
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-24,61 ± 0,24 mas/a[3]
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| Paralaxe
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7,5963 ± 0,2891 mas[3]
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| Distância
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429 ± 16 anos-luz
132 ± 5 pc
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| Oph 162225-240515 B
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| Mov. próprio (AR)
|
-15,93 ± 1,01 mas/a[3]
|
| Mov. próprio (DEC)
|
-24,25 ± 0,68 mas/a[3]
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| Paralaxe
|
7,4979 ± 0,8075 mas[3]
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| Distância
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435 ± 47 anos-luz
133 ± 15 pc
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| Detalhes
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| Idade
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11 ± 2 milhões[4] de anos
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| Oph 162225-240515 A
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| Massa
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0,051+0,009
−0,007[4] M☉
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| Gravidade superficial
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log g = 4,25 ± 0,50 cgs[5]
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| Luminosidade
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0,0039+0,0013
−0,0010[2] L☉
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| Temperatura
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2838[2] K
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| Oph 162225-240515 B
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| Massa
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0,0020 ± 0,003[4] M☉
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| Gravidade superficial
|
log g = 4,25 ± 0,50 cgs[5]
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| Luminosidade
|
0,0023+0,0009
−0,0006[2] L☉
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| Temperatura
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2478[2] K
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| Outras denominações
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| 2MASS J16222521-2405139[1]
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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]
Estimativas dos parâmetros do sistema
(P=componente primário, S=componente secundário)
Idade
(106 anos)
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Tipo espectral
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Temperatura
efetiva (K)
|
Massa
(MJ)
|
Ref.
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| 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
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
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