HR 6819 - HR 6819
| Dados de observação Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
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|---|---|
| constelação | Telescopium |
| Ascensão certa | 18 h 17 m 07,53179 s |
| Declinação | −56 ° 01 ′ 24,0876 ″ |
| Magnitude aparente (V) | 5,36 (5,32 a 5,39) |
| Características | |
| Estágio evolucionário | gigante |
| Tipo espectral | B3IIIpe ou B3II / III |
| Índice de cor B − V | -0,050 ± 0,018 |
| Tipo de variável | Ser |
| Astrometria | |
| Velocidade radial (R v ) | +9,4 ± 0,5 km / s |
| Movimento adequado (μ) | RA: -3,667 mas / ano. Dec .: +11,120 mas / ano |
| Paralaxe (π) | 2,9148 ± 0,1828 mas |
| Distância | 1.120 ± 70 al (340 ± 20 pc ) |
| Magnitude absoluta (M V ) | -1,47 |
| Órbita | |
| Primário | QV Tel Aa |
| Companheiro | QV Tel Ab |
| Período (P) | 40,333 ± 0,004 d |
| Excentricidade (e) | 0,03 ± 0,01 |
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Argumento de periastro (ω) (secundário) |
89 ° |
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Semi-amplitude (K 1 ) (primário) |
61,3 ± 0,6 km / s |
| Detalhes | |
| QV Tel Aa | |
| Massa | 6,3 ± 0,7 M ☉ |
| Raio | 5,5 ± 0,5 R ☉ |
| Gravidade superficial (log g ) | 3,5-4,0 cgs |
| Temperatura | 20.000 ± 200 K |
| Velocidade de rotação ( v sin i ) | 50 ± 1 km / s |
| QV Tel Ab (buraco negro) | |
| Massa | ≥5.0 ± 0.4 M ☉ |
| QV Tel B | |
| Temperatura | 14.125-19.953 K |
| Era | 15-75 Myr |
| Outras designações | |
| Referências de banco de dados | |
| SIMBAD | dados |
HR 6819 , também conhecido como HD 167128 ou QV Telescopii (abreviado QV Tel ), é um sistema estelar duplo ou triplo na constelação sul de Telescopium . Situa-se no canto sudoeste da constelação, perto de Pavo a sul e Ara a oeste. O sistema aparece como uma estrela variável que é vagamente visível a olho nu com uma magnitude aparente que varia de 5,32 a 5,39, que é comparável ao brilho máximo do planeta Urano . É sobre1.120 anos-luz do Sol , e está se afastando a uma taxa de9,4 km / s . Devido à sua localização no céu, é visível apenas para observadores ao sul da latitude 33 ° N.
Um estudo de maio de 2020 levantou a hipótese de que o sistema tem o buraco negro mais próximo conhecido e o primeiro em um sistema visível a olho nu. Mas um estudo realizado em julho do mesmo ano concluiu que, em vez de um sistema triplo, era muito mais provável que fosse um buraco negro e uma estrela orbitando a uma distância daqui e outra estrela a uma distância diferente. Três outros artigos de 2020 argumentaram que HR 6819 é um sistema binário com duas estrelas principais e nenhum buraco negro.
Nomenclatura
HR 6819 é a designação do Catálogo Bright Star para esta estrela. Ele também tem a designação de Catálogo Henry Draper HD 167128 e a designação Hipparcos HIP 89605. O Catálogo Geral de estrelas variáveis inclui este sistema como uma variável semelhante, mas não adequadamente do tipo Gamma Cassiopeiae , com a designação de estrela variável QV Telescopii, indicando que é a 330ª estrela variável confirmada (excluindo estrelas com designações Bayer ) na constelação de Telescópio.
História das descobertas
HR 6819 foi originalmente considerada uma estrela única, mas foi notado pelos astrônomos Dachs e Slettebak que seu espectro de absorção exibe características das estrelas Be e B3III. Em 2003, Monika Maintz concluiu que o espectro de HR 6819 continha as assinaturas de duas estrelas, embora não houvesse observações suficientes para deduzir um período orbital. Outras observações de Rivinius et al . em 2009 foram capazes de separar os espectros das duas estrelas, e a mesma equipe conduziu medições completas de velocidade radial em 2019, sugerindo a presença de um buraco negro de massa estelar invisível dentro do sistema. A hipótese da estrela tripla foi contestada em 2020 por Mohammadtaher Safarzadeh, Sivia Toonen e Abraham Loeb .
Sistema
De acordo com a interpretação de Rivinius et al . em 2019, HR 6819 seria um triplo hierárquico contendo uma estrela Be clássica em uma órbita ampla de período desconhecido em torno de um binário interno de 40,3 dias, uma estrela B3 III e um buraco negro não-emissor ( não-acréscimo ) (≥5 ± 0.4 M ☉ ), designado Ab. Embora o sistema HR 6819 tenha sido descrito como membro da associação Sco OB2 de estrelas em movimento, uma análise mais recente indica que é um sistema mais antigo e não faz parte da associação.
O espectro de HR 6819 contém linhas estreitas e alargadas . As linhas largas se originam da estrela Be de rotação rápida, enquanto as linhas estreitas são de uma estrela de classe B de rotação mais lenta. As variações de velocidade radial das linhas indicam que a estrela normal de classe B está em uma órbita de 40 dias, mas a estrela Be não mostra oscilação detectável. Supondo que essas duas estrelas tenham massas semelhantes, isso sugere que existe um terceiro corpo, invisível, no sistema, como o outro componente na órbita de 40 dias. A análise dos parâmetros orbitais sugere que o terceiro corpo é tão grande que só pode ser um buraco negro.
No entanto, trabalhos posteriores encontraram outra explicação, a saber, que a estrela em movimento é na verdade muito mais leve, mas emite uma quantidade semelhante de luz. Nesse caso, não há necessidade de invocar a presença de um buraco negro. Esta explicação é suportada pela detecção de movimento no disco de hidrogênio ao redor da outra estrela, com o período de 40 dias.
QV Tel A ou Aa
Dependendo se há um buraco negro ou não, a estrela oscilante é designada QV Tel A ou QV Tel Aa, e é uma estrela azul B3 III . Se for uma estrela normal desse tipo, tem uma massa de aproximadamente 6 M ☉ , mas se for uma estrela de hélio reduzida, tem uma massa em torno de 0,5 M ☉ . Se houver um buraco negro, os dois orbitam um ao outro por um período de 40,33 dias.
O tipo espectral deste componente é bem definido em cerca de B3 das linhas estreitas distintas no espectro composto. Sua temperatura é de 16 a18 kK .
QV Tel Ab (buraco negro)
As medições de velocidade radial do componente mencionado acima indicam que ele tem um companheiro massivo. Se este for um buraco negro (em vez do componente QV Tel B), sua designação é Ab. Ser1.120 anos-luz de distância do Sol , isso o tornaria o buraco negro conhecido mais próximo do Sol. Como o sistema estelar hospedeiro tem uma magnitude aparente de 5,36, semelhante ao brilho máximo do planeta Urano , este buraco negro seria o primeiro descoberto em um dos 9.000 sistemas estelares visíveis a olho nu. Nenhum buraco negro é detectado no espectro e nenhum raio-x foi observado, então qualquer disco de acreção ao redor dele teria que ser muito fraco.
O movimento orbital da estrela B3III visível mostra que a massa mínima do componente invisível Ab é quase tão grande quanto a do componente A ou Aa. Se essa estrela tiver uma massa de 5 M ☉ , isso significa uma massa mínima de 4,2 M ☉ para o outro componente em órbita. Se a inclinação da órbita não for frontal para nós, então a massa é maior. Qualquer estrela única com uma massa tão alta seria facilmente detectada no espectro, e objetos que podem ser indetectáveis, como estrelas de nêutrons , não podem ser tão massivos. Se não for QV Tel B, então o objeto pareceria um buraco negro.
Mas, como mencionado, dois artigos publicados e um artigo pré-impresso (em outubro de 2020) argumentam que HR 6819 não é um sistema triplo, incluindo um buraco negro, mas sim um sistema binário com duas estrelas visíveis.
QV Tel B
O segundo componente estelar, denominado QV Tel B, é uma estrela do tipo Be com classificação estelar B3IIIpe. O sufixo 'e' indica linhas de emissão em seu espectro. É uma estrela branco-azulada de rotação rápida com um disco de decreção quente ao seu redor. Estima-se que tenha 50 milhões de anos, com uma velocidade rotacional projetada de50 km / s .
As linhas de emissão no espectro são fortes, mas as linhas de absorção da estrela Be são fracas e, portanto, o tipo espectral exato é difícil de determinar. No geral, a classe espectral é semelhante à gigante azul interna, mas a fraqueza relativa de algumas linhas dependentes de luminosidade sugere que é uma estrela da sequência principal . Parece ser ligeiramente mais quente e ligeiramente menos luminoso do que a estrela gigante interna, mas as propriedades exatas são difíceis de determinar devido à sua rotação rápida, as linhas de absorção fracas e a presença de linhas de emissão fortes do disco.
Veja também
- LB-1 , um sistema binário com uma estrela B e, possivelmente, um buraco negro sem acreção ou uma estrela de nêutrons.
Referências
links externos
-
Astrônomo conta ao Wikinews sobre a descoberta do buraco negro mais próximo conhecido até agora no Wikinews (sexta-feira, 22 de maio de 2020)
