Uma anã marrom no deserto

Título: ESPRESSO Mass determination of TOI-263b: An extreme inhabitant of the brown dwarf desert

Autores: E. Palle, R. Luque, M. R. Zapatero Osorio, H. Parviainen, M. Ikoma, H. M. Tabernero, M. Zechmeister, A.J. Mustill, V.S.J. Bejar, N. Narita, F. Murgas

Instituição do primeiro autor: Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC), Tenerife, Espanha

Status: aceito para publicação no A&A [acesso aberto no arXiv]

Anãs marrons são normalmente definidas como objetos com massas entre 13 e 80 vezes a massa de Júpiter, ou 0,013 a 0,08 vezes a do Sol. Essas massas são muito baixas para permitir a fusão de hidrogênio em hélio, de modo que anãs marrons nunca se tornam estrelas de sequência principal (por isso são chamadas de objetos “subestelares”). Por outro lado, essas massas são altas o suficiente para que ocorra fusão de deutério, o que diferencia anãs marrons de planetas gigantes. Essa fase de queima de deutério tem uma duração relativamente curta (cerca de 4 a 50 milhões de anos). Após seu término, anãs marrons tornam-se menos luminosas e muito parecidas com planetas massivos. Como a queima de deutério não tem um grande efeito em uma anã marrom depois dos primeiros estágios de sua existência, alguns astrônomos preferem uma definição diferente para separar anãs marrons e planetas. Segundo essa definição alternativa, anãs marrons se formam como estrelas, e planetas se formam em discos ao redor das estrelas. Neste artigo, vamos usar a definição baseada em massa, porque é uma propriedade mensurável, enquanto mecanismos de formação podem ser difíceis de determinar.

O deserto de anãs marrons

A expressão “deserto de anãs marrons” refere-se ao fato de que pouquíssimas anãs marrons foram encontradas em órbitas próximas (em menos de algumas unidades astronômicas) de estrelas. Isso representa um contraste com os muitos Júpiters quentes, ou planetas de alta massa, que conhecemos orbitando muito perto de sua estrela. Descobrir a causa desse deserto é essencial para entender como as anãs marrons se formam. Existem três categorias de possíveis mecanismos de formação de anãs marrons, que podem ser resumidas da seguinte forma:

  1. Formam-se como estrelas simples, quando o núcleo de uma nuvem molecular colapsa em um objeto isolado.
  2. Formam-se como membros de sistemas binários ou múltiplos, quando o núcleo de uma nuvem molecular se fragmenta formando vários objetos.
  3. Formam-se como planetas, ou seja, matéria é acumulada e agregada no disco ao redor de uma estrela jovem.

Caracterizando TOI-263b

Em um artigo anterior, Parviainen et al. (2020) reportou a descoberta de um objeto estelar único, TOI-263b, com o Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS). O TESS usa o método de trânsito para encontrar exoplanetas. Esse método consiste em medir a diminuição do brilho detectado de uma estrela quando um planeta (ou anã marrom) passa na sua frente e permite uma estimativa do raio do objeto em órbita. A estrela hospedeira do sistema (TOI-263) é uma anã tipo M3.5, uma estrela fria e de baixa massa na sequência principal. As curvas de trânsito observadas para TOI-263b são mostradas na Figura 1. A equipe mediu um raio na faixa de 0,44RJup <R <1,41RJup, onde RJup é o raio de Júpiter, e um período orbital extremamente curto para o objeto em trânsito, de apenas 0,56 dias. Devido ao tamanho do objeto, foi previsto que ele deveria ser ou um planeta gigante ou uma anã marrom, mas medidas de velocidade radial foram necessárias para determinar sua massa.

fig1
Figura 1: Curvas de trânsito para TOI-263b, obtidas em observações de seguimento com MuSCAT2 e LCO. As três colunas mostrando dados do MuSCAT2 mostram um trânsito observado simultaneamente em três bandas fotométricas. As curvas de luz do LCO mostram três eventos de trânsito separados. Figura 3 em Parviainn et al. (2020)

O artigo que detalhamos hoje executou essas medidas. Os autores observaram o sistema TOI-263 com o espectrógrafo ESPRESSO usando o método de velocidade radial. Com esse método, o movimento da estrela devido à gravidade de sua companheira é medido para estimar-se a massa da companheira. A Figura 2 mostra as velocidades radiais observadas e o modelo de órbita Kepleriana que melhor ajustou as observações. A equipe obteve uma massa de 61,6 ± 4,0 MJup, onde MJup é a massa de Júpiter, e confirmou o período orbital de 0,56 dias.

rvs_halpha-1-1024x759
Figura 2: Curva de velocidade radial para TOI-263. Painel superior: velocidade radial ao longo do tempo mostrada com o modelo de melhor ajuste. Painel do meio: resíduos após a subtração do modelo de melhor ajuste dos dados. Painel inferior: largura pseudo-equivalente da emissão em H-alfa, que é um possível indicador de interações de campo magnético. Figura 5 no artigo

Com as observações espectroscópicas, propriedades da estrela hospedeira TOI-263 também foram estudadas. Seu período de rotação foi obtido como 0,56 dias, mostrando sincronização com a órbita da companheira anã marrom. Isso indica interação entre a estrela e a anã marrom, afetando a rotação estelar, sugerindo então que a estrela está ativa.

Uma Habitante Extrema do Deserto de Anãs Marrons

Apenas cerca de 25 anãs marrons orbitando próximo de estrelas (com períodos inferiores a 100 dias) foram encontradas com os métodos de trânsito e velocidade radial, e TOI-263b tem a órbita mais curta de todas. A Figura 3 ilustra raios e massas como função do período orbital para exoplanetas e anãs marrons descobertos com o método de trânsito e com massas obtidas a partir de velocidade radiais. TOI-263b está essencialmente isolada nessa figura, estando relativamente perto apenas de NGTS-7ab.

fig3
Figura 3: TOI-263b em um plano de raio em função do período (painel superior) e massa em função (painel inferior) com todos os exoplanetas e anãs marrons descobertos com o método de trânsito e com massas obtidas a partir de velocidades radiais. TOI-263b é marcado pelo símbolo de estrela maior com barras de erro em cinza. O sombreado azul indica a densidade de planetas conhecidos. Os planetas e anãs marrons em torno de estrelas frias (<4000K) são marcados com estrelas e círculos vermelhos, respectivamente. Anãs marrons em torno de estrelas mais quentes são marcadas com círculos pretos. Figura 7 no artigo

TOI-263b é apenas a sexta anã marrom descoberta em torno de uma anã M, e tem o período orbital mais curto de qualquer anã marrom conhecida em torno de qualquer tipo de estrela. Uma anã marrom orbitando uma anã M com um período de 0,56 dias é difícil de entender em termos de formação. A sincronização entre o período de rotação da estrela e o período orbital da anã marrom complica ainda mais a dinâmica do sistema. Com base na razão de massa entre a anã M e sua companheira subestelar, os autores sugerem que o mecanismo de formação deve ter sido o número 2 mencionado acima, fragmentação do núcleo durante a formação da estrela, ou 3, fragmentação no disco ao redor da proto-estrela, seguido por uma migração da anã marrom para a órbita próxima observada. Este sistema extremo e único apresenta um ambiente estimulante para estudos adicionais que possam nos levar a uma melhor compreensão da formação de anãs marrons.


Adaptado de A Brown Dwarf in the Desert, escrito por Macy Huston.

Deixe um comentário

Preencha os seus dados abaixo ou clique em um ícone para log in:

Logotipo do WordPress.com

Você está comentando utilizando sua conta WordPress.com. Sair /  Alterar )

Foto do Google

Você está comentando utilizando sua conta Google. Sair /  Alterar )

Imagem do Twitter

Você está comentando utilizando sua conta Twitter. Sair /  Alterar )

Foto do Facebook

Você está comentando utilizando sua conta Facebook. Sair /  Alterar )

Conectando a %s