HD 179949

HD 179949 é uma estrela na constelação de Sagittarius. Com uma magnitude aparente visual de 6,24,^[1] está próxima do limite de visibilidade a olho nu. Medições de paralaxe pela sonda Gaia indicam que está a uma distância de 89,6 anos-luz (27,5 parsecs) da Terra.^[3]

HD 179949
Dados observacionais (J2000)
Constelação	Sagittarius
Asc. reta	19h 15m 33,23s[1]
Declinação	-24° 10′ 45,67″[1]
Magnitude aparente	6,237[1]
Características
Tipo espectral	F8V[1]
Cor (B-V)	0,535[1]
Variabilidade	BY Draconis[2]
Astrometria
Velocidade radial	-24,59 km/s[1]
Mov. próprio (AR)	118,55 mas/a[3]
Mov. próprio (DEC)	-102,24 mas/a[3]
Paralaxe	36,3915 ± 0,0760 mas[3]
Distância	89,624 ± 0,187 anos-luz 27,479 ± 0,057 pc
Magnitude absoluta	4,09[4]
Detalhes
Massa	1,23 ± 0,01[5] M☉
Raio	1,20 ± 0,01[5] R☉
Gravidade superficial	log g = 4,36 ± 0,01 cgs[5]
Luminosidade	1,95 ± 0,01[5] L☉
Temperatura	6220 ± 28[5] K
Metalicidade	[Fe/H] = 0,21 ± 0,02[4]
Rotação	v sin i = 7,0 km/s[6]
Idade	1,2 ± 0,6 bilhões[5] de anos
Outras denominações
V5652 Sagittarii,[2] CPD-24 15161, GJ 749, HR 7291, HD 179949, HIP 94645, SAO 187883.[1]

HD 179949 é uma estrela de classe F da sequência principal notável por possuir um planeta Júpiter quente em uma órbita curta de pouco mais de 3 dias. O sistema é bastante estudado devido a uma possível interação magnética entre o planeta e a estrela.

Características

Esta estrela é classificada com um tipo espectral de F8V,^[1] o que indica que é uma estrela de classe F da sequência principal, que gera energia pela fusão de hidrogênio no núcleo. Possui uma massa estimada de 1,23 vezes a massa solar e um raio de 1,20 vezes o raio solar.^[5] Está brilhando com 1,95 vezes a luminosidade solar de sua fotosfera com uma temperatura efetiva de 6 220 K,^[5] o que dá à estrela a coloração branco-amarelada típica de estrelas de classe F.^[7] Sua metalicidade, a abundância de elementos além de hidrogênio e hélio, é alta, com 162% da abundância de ferro do Sol, seguindo a tendência de que estrelas com planetas gigantes são mais ricas em metais.^[4]

Com uma idade estimada de 1,2 bilhões de anos,^[5] HD 179949 é uma estrela cromosfericamente ativa e apresenta um complexo campo magnético com uma força máxima de 10 G. Assim como o Sol, a estrela possui rotação diferencial, com a região equatorial tendo um período de rotação mais rápido, de 7,62 ± 0,07 dias, comparado a um período de 10,3 ± 0,8 dias nos polos.^[8] A velocidade de rotação projetada da estrela é de 7,0 km/s,^[6] correspondendo a um ângulo de inclinação de aproximadamente 60°.^[8] HD 179949 já foi classificada como uma variável BY Draconis, que varia de brilho devido a manchas estelares que entram e saem da linha de visão da Terra conforme a estrela rotaciona.^[2]

Com base no monitoramente dos indicadores de atividade, um estudo de 2003 detectou uma correlação entre a atividade cromosférica da estrela e o período orbital de seu planeta HD 179949 b, indicando uma possível interação magnética no sistema, em que o campo magnético do planeta provoca manchas na superfície da estrela.^[9] Esse foi o primeiro caso relatado de interação estrela-planeta e tem sido extensivamente estudado desde então.^[10] Observações posteriores detectaram que essa interação não está presente sempre, com a atividade estelar estando em sincronia com o período orbital do planeta em algumas épocas e com a rotação estelar em outras.^[11] Estudos mais recentes mostraram que a atividade da estrela está relacionada principalmente com a rotação, mas ainda existe a possibilidade de haver uma pequena interação com o planeta.^[8][12]

Sistema planetário

Em 2001 foi publicada a descoberta de um planeta extrassolar orbitando HD 179949 com um período de apenas 3,1 dias. Ele foi detectado pelo método da velocidade radial a partir de observações da estrela com o espectrógrafo UCLES, no Telescópio Anglo-Australiano, como parte do Anglo-Australian Planet Search.^[13] Com uma massa mínima de 92% da massa de Júpiter, ele é um Júpiter quente, estando a uma distância de apenas 0,04 UA da estrela. Sua órbita é praticamente circular, com a melhor solução dando uma excentricidade de 0,022 ± 0,015.^[14] Planetas próximos de suas estrelas possuem chances relativamente altas de trânsito, mas observações fotométricas de HD 179949 descartaram essa possibilidade.^[13]

Observações infravermelhas pelo Telescópio Espacial Spitzer detectaram variações de 0,14% no brilho do sistema em fase com o período orbital do planeta. Isso indica grandes variações entre a luminosidade do lado escuro e do lado iluminado do planeta, implicando que menos de 21% da energia estelar incidente no planeta é transferida para o lado escuro.^[15] Em 2014, observações infravermelhas do sistema com o instrumento CRIRES, no Very Large Telescope, conseguiram detectar diretamente o espectro termal do planeta, revelando traços de absorção de monóxido de carbono e vapor de água na sua atmosfera. A velocidade radial do planeta tem variações de 142,8 ± 3,4 km/s correspondentes ao movimento orbital, o que permitiu o cálculo de uma massa real de 0,98 ± 0,04 massas de Júpiter e de uma inclinação orbital de 67,7 ± 4,3 graus.^[16]

O sistema HD 179949 ^[14]

Planeta	Massa	Semieixo maior (UA)	Período orbital (dias)	Excentricidade
b	>0,916 ± 0,076 MJ	0,0443 ± 0,0026	3,092514 ± 0,000032	0,022 ± 0,015

Ver também

• HD 164427
• 51 Pegasi
• Tau Boötis
• HD 189733
• HD 209458

Referências

1. «HD 179949 -- High proper-motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 15 de fevereiro de 2018
2. Samus, N. N.; Durlevich, O. V.;; et al. (janeiro de 2009). «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)». VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)
3. 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:1804.09365. doi:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier
4. Sousa, S. G.; et al. (agosto de 2008). «Spectroscopic parameters for 451 stars in the HARPS GTO planet search program. Stellar [Fe/H] and the frequency of exo-Neptunes». Astronomy and Astrophysics. 487 (1): 373-381. Bibcode:2008A&A...487..373S. doi:10.1051/0004-6361:200809698
5. Bonfanti, A.; Ortolani, S.; Nascimbeni, V. (janeiro de 2016). «Age consistency between exoplanet hosts and field stars». Astronomy & Astrophysics. 585: A5, 14. Bibcode:2016A&A...585A...5B. doi:10.1051/0004-6361/201527297
6. Valenti, Jeff A.; Fischer, Debra A. (julho de 2005). «Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs». The Astrophysical Journal Supplement Series. 159 (1): 141-166. Bibcode:2005ApJS..159..141V. doi:10.1086/430500
7. «The Colour of Stars». Australia Telescope, Outreach and Education. Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation. 21 de dezembro de 2004. Consultado em 17 de fevereiro de 2018
8. Fares, R.; et al. (junho de 2012). «Magnetic field, differential rotation and activity of the hot-Jupiter-hosting star HD 179949». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 423 (2): 1006-1017. Bibcode:2012MNRAS.423.1006F. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20780.x
9. Shkolnik, E.; Walker, G. A. H.; Bohlender, D. A. (novembro de 2003). «Evidence for Planet-induced Chromospheric Activity on HD 179949». The Astrophysical Journal. 597 (2): 1092-1096. Bibcode:2003ApJ...597.1092S. doi:10.1086/378583
10. Miller, Brendan P.; Gallo, Elena; Wright, Jason T.; Pearson, Elliott G. (fevereiro de 2015). «A Comprehensive Statistical Assessment of Star-Planet Interaction». The Astrophysical Journal. 799 (2): artigo 163, 14. Bibcode:2015ApJ...799..163M. doi:10.1088/0004-637X/799/2/163
11. Shkolnik, Evgenya; Bohlender, David A.; Walker, Gordon A. H.; Collier Cameron, Andrew (março de 2008). «The On/Off Nature of Star-Planet Interactions». The Astrophysical Journal. 676 (1): 628-638. Bibcode:2008ApJ...676..628S. doi:10.1086/527351
12. Scandariato, G.; et al. (abril de 2013). «A coordinated optical and X-ray spectroscopic campaign on HD 179949: searching for planet-induced chromospheric and coronal activity». Astronomy & Astrophysics. 552: A7, 13. Bibcode:2013A&A...552A...7S. doi:10.1051/0004-6361/201219875
13. Tinney, C. G.; et al. (abril de 2001). «First Results from the Anglo-Australian Planet Search: A Brown Dwarf Candidate and a 51 Peg-like Planet». The Astrophysical Journal. 551 (1): 507-511. Bibcode:2001ApJ...551..507T. doi:10.1086/320097
14. Butler, R. P.; et al. (julho de 2006). «Catalog of Nearby Exoplanets». The Astrophysical Journal. 646 (1): 505-522. Bibcode:2006ApJ...646..505B. doi:10.1086/504701
15. Cowan, N. B.; Agol, E.; Charbonneau, D. (agosto de 2007). «Hot nights on extrasolar planets: mid-infrared phase variations of hot Jupiters». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 379 (2): 641-646. Bibcode:2007MNRAS.379..641C. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11897.x
16. Brogi, M.; de Kok, R. J.; Birkby, J. L.; Schwarz, H.; Snellen, I. A. G. (maio de 2014). «Carbon monoxide and water vapor in the atmosphere of the non-transiting exoplanet HD 179949 b». Astronomy & Astrophysics. 565: A124, 10. Bibcode:2014A&A...565A.124B. doi:10.1051/0004-6361/201423537