V1400 Centauri
estrella
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V1400 Centauri, también conocida como 1SWASP J140747.93−394542.6 o simplemente J1407, es una estrella joven de unos 20 millones de años en presecuencia principal que experimentó una serie de oscurecimientos extremos entre abril y junio de 2007. Estos eventos de atenuación, que nunca volvieron a repetirse, se interpretaron como provocados por el eclipse de un objeto con disco circunestelar conocido como J1407b. La estrella tiene una masa similar a la del Sol y se encuentra en la constelación de Centaurus a una distancia de 451 años luz. V1400 Centauri pertenece al subgrupo Upper Centaurus-Lupus de la asociación estelar Scorpius-Centaurus, un grupo de estrellas jóvenes que se mueven juntas cerca del Sol.
| V1400 Centauri | ||
|---|---|---|
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V1400 Centauri fotografiada por el Dark Energy Survey | ||
| Datos de observación (Época J2000) | ||
| Constelación | Centauro | |
| Ascensión recta (α) | 14 h 07 m 47,92976 s[1] | |
| Declinación (δ) | −39°45′42,7671″[1] | |
| Mag. aparente (V) | 12,2 − 15,6[2] | |
| Características físicas | ||
| Clasificación estelar | K5 IVe Li[3][4] | |
| Tipo | Presecuencia principal[3] | |
| Radio |
1,0661 +0,0062 −0,0139 R ☉ [5] km | |
| Gravedad superficial |
4,302 +0,0243 −0,0243 CGS[5] (log g) | |
| Luminosidad |
0,3431 +0,0067 −0,0064 [5] L☉ | |
| Temperatura superficial |
4343 +24 −29 [5] K | |
| Metalicidad |
-0,1903 +0,0448 −0,0422 [5] | |
| Periodo de rotación | 3,206 ± 0,002 d[6]: 6 [nota 1] | |
| Variabilidad | T Tauri rotacional y eclipsantes[2] | |
| Edad |
~16[3] o 21,38 +4,30 −7,60 [7]: 2 Ma | |
| Astrometría | ||
| Mov. propio en α | −23,108 ± 0,015[1] mas/año | |
| Mov. propio en δ | −21,048 ± 0,017[1] mas/año | |
| Velocidad radial | 5,904 ± 0,151[4] km/s | |
| Distancia | 450,8 ± 0,9 años luz (138,2 ± 0,3 pc) | |
| Paralaje | 7,2351 ± 0,0140 [1] mas | |
| Referencias | ||
| SIMBAD | enlace | |
| Otras designaciones | ||
| V1400 Cen, GSC 07807-00004, 2MASS J14074792–3945427, WISE J140747.91–394542.9, 1SWASP J140747.93–394542.6, ASAS J140748–3945.7[4] | ||
Nombre y catalogación
La estrella fue catalogada ya en la década de 1990 por el Hubble Guide Star Catalog (catálogo de estrellas guía), que la identificó y midió su posición en placas fotográficas tomadas en 1974 y 1979.[8] También aparece en otros sondeos del cielo como el ASAS (All Sky Automated Survey; Estudio Automatizado de Todo el Cielo), el 2MASS (Two Micron All-Sky Survey; Reconocimiento en Dos Micrómetros de Todo el Cielo), el SuperWASP (Wide Angle Search for Planets; Búsqueda de Gran Angular de Planetas) el WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer; Explorador de Infrarrojos de Campo Amplio).[4] En estos catálogos recibe designaciones como 1SWASP J140747.93-394542.6, formadas por el nombre del sondeo seguido de las coordenadas ecuatoriales de la estrella.[4] Dado que estas designaciones pueden resultar complicadas, los investigadores la llaman simplemente J1407.[3]: 5 [9]
En 2015 recibió la designación oficial de estrella variable V1400 Centauri al ser incluida en el General Catalogue of Variable Stars (Catálogo General de Estrellas Variables) de la Unión Astronómica Internacional.[10] Un artículo de 2018 sobre estrellas con períodos de atenuación inusuales la apodó Objeto de Mamajek, en honor al astrónomo Eric Mamajek, quien identificó la inusual atenuación de la estrella en 2007.[11]
Propiedades estelares
Localización y edad
V1400 Centauri se encuentra en la constelación de Centaurus, unos 40° al sur del ecuador celeste.[4] Las mediciones de paralaje más recientes del satélite Gaia indican que está a 450,08 ± 09,9 años luz (138,2 ± 0,3 parsecs) del Sol.[1] Las observaciones de la posición de esta estrella a lo largo del tiempo han demostrado que tiene un movimiento propio hacia el suroeste[nota 2] coincide con el de la asociación Scorpius-Centaurus, una asociación OB de estrellas jóvenes estrellas con edades de 11 a 17 millones de años y distancias de 380 a 470 años luz (118 a 145 pársec).[3]: 4 La asociación Scorpius-Centaurus es la asociación OB más cercana al Sol, y se cree que se formó a partir de una nube molecular que desde entonces ha sido dispersada por los vientos estelares de las estrellas más masivas de la asociación.[12]: 236, 250
V1400 Centauri pertenece al subgrupo Upper Centaurus-Lupus de la asociación Scorpius-Centaurus, con edades en un rango de 14 a 18 millones de años y distancias de 380 a 460 años luz (115 a 141 pársec).[3]: 5–6 Dada su distancia y movimiento propio similares, es muy probable que pertenezca a la asociación Scorpius-Centaurus, lo que significaría que debe ser una estrella joven dentro del rango de edad del subgrupo Upper Centaurus-Lupus. Una estimación de 2012 le asigna 16 millones de años a V1400 Centauri, la edad media del subgrupo Upper Centaurus-Lupus,[3]: 6 mientras que otra de 2018 basada en datos de Gaia sitúa la edad de la estrella en 21,38 +4,30
-7,60 millones de años.[7]: 2
Tipo espectral y características físicas
V1400 Centauri es una estrella presecuencia principal de clase espectral K5 IVe Li.[4][3]: 5 La K indica que es una estrella naranja de clase K, y el número 5 sitúa la temperatura relativa en una escala de 9 (la más fría) a 0 (la más caliente) para las estrellas de tipo K. La clase de luminosidad IV (subgigante) refleja que es más luminosa que las estrellas K de la secuencia principal (clase de luminosidad V).[3]: 5 [nota 3] La letra e indica que V1400 Centauri presenta líneas de emisión débiles de hidrógeno alfa en su espectro de luz visible y Li denota la abundancia de litio.[3]: 5
Las mediciones de la tercera y más reciente publicación de datos de la nave espacial Gaia (DR3), indican que el radio de V1400 Centauri es aproximadamente un 7 % más grande que el del Sol (1,07 R☉; 740 000 km),[5] pero es ligeramente menos masiva que el Sol.[13][7]: 2 Dependiendo de si se consideran o no los efectos magnéticos, en la evolución estelar de V1400 Centauri, la masa de la estrella podría ser de 0,98 M☉ o 0,89 M☉ respectivamente.[13] Las estrellas jóvenes tienden a ser magnéticamente activas,[14] y si se descuidan sus efectos magnéticos se subestima su masa.[13]: 4, 9 Una estimación más antigua de la masa de V1400 Centauri, basada en la segunda publicación de datos de Gaia (Gaia DR2) en 2018, da un resultado de 0,95 M☉, pero no tiene en cuenta los efectos magnéticos.[7]: 2
V1400 Centauri es más fría y menos luminosa que el Sol, con una temperatura efectiva de 4300 Kelvin (4026,9 °C; 7280,3 °F) y una luminosidad del 34 % de la solar.[5] Su gravedad superficial es aproximadamente 200m/s2 (unas 20 veces la gravedad terrestre),[1][nota 4] basándose en las mediciones de Gaia del brillo, la distancia y el color de la estrella. Las mediciones de Gaia también indican que esta estrella presenta una metalicidad inferior a la del Sol.[1][nota 5] Vista desde la Tierra, V1400 Centauri parece ligeramente más roja que una estrella típica de tipo K5 debido a la extinción de la luz por el polvo interestelar entre la Tierra y la estrella.[nota 6] La estrella no muestra un exceso de emisión térmica en longitudes de onda infrarrojas cercanas y medias y carece de líneas de emisión fuertes en su espectro, lo que indica que carece de un disco de acreción sustancial o disco protoplanetario.[3]: 10
Rotación y variabilidad
Como la mayoría de estrellas jóvenes, V1400 Centauri rota rápidamente, con un periodo medio de 3,2 días.[3]: 8 Esta rotación rápida genera un campo magnético intenso mediante efecto dínamo, que produce manchas estelares en su superficie.[6]: 6 Al rotar, las manchas provocan variaciones de brillo del orden del 5 % (aproximadamente 0,1 magnitudes en amplitud).[6]: 2 El período de rotación varía en 0,02 días a lo largo de un ciclo de actividad magnética de 5,4 años, debido al movimiento a largo plazo de las manchas estelares a través de la superficie de la estrella, que gira de forma diferencial.[6]: 6 V1400 Centauri emite rayos X blandos por su corona caliente.[16] Por su edad, variabilidad por manchas y ausencia de acreción de polvo, se clasifica como T Tauri de líneas débiles.[17]: 412 [2]
Mediciones espectroscópicas del ensanchamiento Doppler dlíneas de absorción espectral de V1400 Centauri indican que la estrella tiene una velocidad de rotación proyectada de 14,6 ± 0,4 km/s.[17]: 415–416 Combinando el periodo de rotación, radio y temperatura de la estrella, la velocidad ecuatorial real es 15,7 ± 1,7 km/s, lo que implica una inclinación del eje de rotación de 68° ± 10° respecto a la línea de visión de la Tierra.[17]: 419
Eventos de atenuación de 2007
Entre el 7 de abril y el 4 de junio de 2007,[nota 7] los telescopios del proyecto SuperWASP (Wide Angle Search for Planets; Búsqueda de Gran Angular de Planetas)[19] y ASAS (All Sky Automated Survey; Estudio Automatizado de Todo el Cielo) registraron una compleja serie de atenuaciones de 56 días de duración en V1400 Centauri.[6] El patrón era casi simétrico, lo que sugiere el paso de una estructura opaca en forma de disco que eclipsaba la estrella.[3]: 5 El objeto responsable recibió el nombre de J1407b.[20]
Las atenuaciones de V1400 Centauri fueron descubiertas el 3 de diciembre de 2010 por Mark Pecaut,[3]: 5 entonces estudiante de posgrado de Eric E. Mamajek en la Universidad de Rochester.[21] El descubrimiento se publicó en 2012.[21] El equipo de Mamajek planteó inicialmente la hipótesis de que J1407b era un exoplaneta con anillos que orbitaba alrededor de la estrella,[3]: 8 pero la ausencia de eclipses posteriores y la falta de evidencia en placas fotográficas históricas durante el último siglo ha llevado a proponer que pudo tratarse de un objeto subestelar libre con disco circunestelar que eclipsó casualmente la estrella. Las observaciones posteriores sugieren que su disco no es grueso ni polvoriento[20]
Notas
- 3.206 ±0.002 días es el periodo de rotación mediano de V1400 Centauri a lo largo de su ciclo de actividad magnética de 5,4 años.[6]: 6
- El movimiento propio se divide en componentes de ascensión recta (AR) y declinación (Dec). Por convención, AR positiva es hacia el este y Dec positiva hacia el norte en el sistema de coordenadas ecuatoriales. Los componentes medidos de V1400 Centauri son −23,108 ± 0,015 mas/año en AR y −21,048 ± 0,017 mas/año en Dec.[1] Al ser ambos negativos, el movimiento propio apunta al oeste y al sur, es decir, suroeste.
- El término subgigante y su clase de luminosidad asociada IV pueden referirse a la etapa de la vida entre la secuencia principal y las fases gigantes cerca del final de la vida de una estrella, o pueden referirse estrictamente solo a la luminosidad de una estrella. En el caso de V1400 Centauri, se utiliza la última definición, ya que es la adecuada para la corta edad de la estrella.
- La tabla Gaia DR3 da log g = 4,302 como el logaritmo en base 10 de la gravedad superficial en unidades cgs.[1] Elevando 10 a la potencia de log g se obtiene la gravedad superficial g de la estrella en unidades cgs de cm/s2. Convirtiendo el resultado a las unidades de aceleración SI de m/s2 se obtiene g ≈ 200,4 m/s2 para la gravedad superficial de V1400 Centauri.
- La última estimación del índice de enrojecimiento por extinción de V1400 Centauri es E(GBP–GRP) = 0,0414 +0,0518
-0,0314 mag, de Gaia DR3 (2022).[5] Mamajek, et al. (2012) afirmaron que V1400 Centauri es coherente con un ligero enrojecimiento,[3]: 5 mientras que van Werkhoven, et al. (2014) afirmaron que es estadísticamente coherente con no estar enrojecido.[15]: 2848 - Según van Werkhoven et al. (2014), las horas de inicio y finalización del eclipse de J1407b son la fecha juliana modificada (MJD) 54197 y 54255, respectivamente.[15]: 2847 Para convertirlas a fecha juliana (JD), hay que sumar 2400000,5 a la MJD. Esto da como resultado JD 2454197,5 y JD 2454255,5 para las horas de inicio y fin del eclipse, respectivamente. Al convertir estas fechas JD a fechas del calendario, se obtiene el 7 de abril de 2007 UTC y el 4 de junio de 2007 UTC, respectivamente.[18]
