V1400 Centauri , también conocida como 1SWASP J140747.93−394542.6 o simplemente J1407 , es una estrella joven, pre-secuencia principal que fue eclipsada por el probable objeto subestelar flotante J1407b en abril-junio de 2007. Con una edad de alrededor de 20 millones de años, la estrella es casi tan masiva como el Sol y está ubicada en la constelación de Centaurus a una distancia de 451 años luz del Sol. V1400 Centauri es miembro del subgrupo Upper Centaurus–Lupus de la asociación Scorpius–Centaurus , un grupo de estrellas jóvenes y comoviantes cercanas al Sol.
La estrella fue catalogada en la década de 1990 por el Catálogo de estrellas guía Hubble , que identificó la estrella y midió su posición en un par de placas fotográficas tomadas en 1974 y 1979. [10] La estrella ha sido catalogada por otros estudios del cielo , incluidos el All Sky Automated Survey (ASAS), el Two Micron All-Sky Survey (2MASS), el Super Wide Angle Search for Planets (1SWASP) y el Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). [4] Por lo general, en estos catálogos, la estrella recibe designaciones como 1SWASP J140747.93–394542.6, que comprende el nombre del estudio seguido de la ubicación de la estrella en coordenadas ecuatoriales . [4] Como tales designaciones pueden ser difíciles de manejar, los investigadores simplemente llaman a la estrella "J1407". [3] : 5 [11] La estrella recibió la designación oficial de estrella variable V1400 Centauri en 2015, cuando se agregó al Catálogo General de Estrellas Variables de la Unión Astronómica Internacional . [12] Un artículo de investigación de 2018 sobre estrellas con períodos de atenuación inusuales apodó a V1400 Centauri "Objeto de Mamajek", en honor al astrónomo Eric Mamajek, quien identificó la atenuación inusual de la estrella en 2007. [13]
V1400 Centauri se encuentra en la constelación de Centaurus , a unos 40 grados al sur del ecuador celeste . [4] Las mediciones de paralaje más recientes realizadas por la nave espacial Gaia indican que V1400 Centauri se encuentra a 450,8 ± 0,9 años luz (138,2 ± 0,3 parsecs ) del Sol. [1] Las observaciones de la posición de V1400 Centauri a lo largo del tiempo han demostrado que tiene un movimiento propio hacia el suroeste [b] consistente con el de la asociación Escorpio-Centauro , una asociación OB de estrellas jóvenes con edades entre 11 y 17 millones de años y distancias entre 380 y 470 años luz (118 y 145 pc) del Sol. [3] : 4 La asociación Escorpio-Centauro es la asociación OB más cercana al Sol, y se cree que se formó a partir de una nube molecular que desde entonces fue arrastrada por los vientos estelares de las estrellas más masivas de la asociación. [14] : 236, 250
V1400 Centauri es la más cercana al subgrupo Centauro Superior–Lupus de la asociación Escorpio–Centauro, que tiene un rango de edad de 14 a 18 millones de años y un rango de distancia de 380 a 460 años luz (115 a 141 pc). [3] : 5-6 Dada la distancia y el movimiento propio similares de V1400 Centauri, es muy probable que pertenezca a la asociación Escorpio–Centauro, lo que significaría que debe ser una estrella joven dentro del rango de edad del subgrupo Centauro Superior–Lupus. [3] : 5-6 Una estimación de 2012 de la edad de V1400 Centauri asume que es igual a 16 millones de años, [3] : 6 la edad media del subgrupo Centauro Superior–Lupus, mientras que una estimación de 2018 a partir de las mediciones de Gaia sitúa la edad de la estrella en21.38+4,30
-7,60millones de años. [9] : 2
V1400 Centauri es una estrella de pre-secuencia principal de clase espectral K5 IVe Li. [4] [3] : 5 "K" significa que V1400 Centauri es una estrella de tipo K naranja , y el número adyacente "5" clasifica la temperatura relativa de V1400 Centauri en una escala de 9 (más fría) a 0 (más caliente) para estrellas de tipo K. A V1400 Centauri se le da la clase de luminosidad subgigante "IV", porque tiene una luminosidad más brillante que las estrellas de secuencia principal de tipo K (clase de luminosidad V). [3] : 5 [c] La letra "e" indica que V1400 Centauri exhibe líneas de emisión de hidrógeno-alfa débiles en su espectro de luz visible . [3] : 5 Por último, "Li" indica que V1400 Centauri es abundante en litio . [3] : 5
Las mediciones de la tercera y más reciente publicación de datos de la nave espacial Gaia ( Gaia DR3) indican que V1400 Centauri es aproximadamente un 7 % más grande que el Sol en radio (1,07 R ☉ ; 740 000 km; 460 000 mi), [6] pero es ligeramente menos masiva que el Sol. [5] [9] : 2 Dependiendo de si se tienen en cuenta o no los efectos magnéticos en la evolución estelar de V1400 Centauri , la masa de la estrella podría ser0,98 M ☉ o0,89 M ☉ , respectivamente. [5] : 4 Las estrellas jóvenes tienden a ser magnéticamente activas, [15] y descuidar sus efectos magnéticos da como resultado una subestimación de su masa. [5] : 4, 9 Una estimación más antigua de la masa de V1400 Centauri de la segunda publicación de datos de Gaia ( Gaia DR2) en 2018 da0,95 M ☉ , pero no tiene en cuenta los efectos magnéticos. [9] : 2
V1400 Centauri es más frío y menos luminoso que el Sol, con una temperatura efectiva de unos 4.300 K (4.030 °C; 7.280 °F) y una luminosidad de aproximadamente el 34% de la del Sol. [6] V1400 Centauri tiene una gravedad superficial estimada de aproximadamente200 m/s 2 (más de 20 veces la gravedad de la Tierra ), según las mediciones de Gaia del brillo, la distancia y el color de la estrella. [1] [d] Las mediciones de Gaia también indican que V1400 Centauri tiene una metalicidad menor que el Sol . [1] [e] Vista desde la Tierra, V1400 Centauri parece marginalmente más roja que una estrella típica de tipo K5 debido a la extinción de luz por el polvo interestelar entre la Tierra y la estrella. [f] La estrella no exhibe exceso de emisión térmica en longitudes de onda de infrarrojo cercano y medio y carece de líneas de emisión fuertes en su espectro, lo que indica que carece de un disco de acreción sustancial o un disco protoplanetario . [3] : 10
Como la mayoría de las estrellas jóvenes, V1400 Centauri gira rápidamente con un período de rotación de aproximadamente 3,2 días. [3] : 8 La rápida rotación de V1400 Centauri fortalece su campo magnético a través del proceso dinamo , que conduce a la formación de manchas estelares en su superficie. [7] : 6 A medida que V1400 Centauri gira, sus manchas estelares aparecen y desaparecen de la vista, lo que hace que el brillo de la estrella fluctúe periódicamente en un 5%, o alrededor de 0,1 magnitudes en amplitud . [7] : 2 El período de rotación de la estrella varía en 0,02 días durante un ciclo de actividad magnética de 5,4 años de duración , debido al movimiento a largo plazo de las manchas estelares a través de la superficie de rotación diferencial de la estrella . [7] : 6 [16] : 2847 Se sabe que V1400 Centauri emite rayos X suaves [3] : 8 debido a que su corona se calienta por su campo magnético fortalecido por rotación. [17] Debido a su corta edad, la variabilidad de las manchas estelares y la falta de acumulación de polvo, V1400 Centauri se clasifica como una variable T Tauri de línea débil . [8] : 412 [2]
Las mediciones espectroscópicas del ensanchamiento Doppler en las líneas de absorción espectral de V1400 Centauri indican que la estrella tiene una velocidad de rotación proyectada de14,6 ± 0,4 km/s . [8] : 415–416 Dado el período de rotación, el radio y la temperatura de V1400 Centauri, la verdadera velocidad de rotación ecuatorial de la estrella es15,7 ± 1,7 km/s , [8] : 418 lo que indica que el eje de rotación de la estrella está inclinado68° ± 10° con respecto a la línea de visión de la Tierra. [8] : 419
Del 7 de abril al 4 de junio de 2007, [g] los telescopios de los proyectos Super Wide Angle Search for Planets (SuperWASP) y All Sky Automated Survey (ASAS) registraron que V1400 Centauri atravesaba una serie de eventos de oscurecimiento significativos durante 56 días. [7] El patrón de estos eventos de oscurecimiento fue complejo pero casi simétrico, lo que indica que fueron causados por una estructura opaca similar a un disco que eclipsó a la estrella. [3] : 5 El objeto que eclipsó a V1400 Centauri ahora se conoce como J1407b , un objeto subestelar rodeado por un disco circumplanetario polvoriento de aproximadamente 90 millones de kilómetros (56 millones de millas) de radio.
El eclipse de V1400 Centauri causado por J1407b fue descubierto el 3 de diciembre de 2010 por Mark Pecaut, [3] : 5 quien era un estudiante de posgrado de Eric E. Mamajek en la Universidad de Rochester . [20] Mamajek, Pecaut y colaboradores anunciaron el descubrimiento en 2012. [20] El equipo de Mamajek inicialmente planteó la hipótesis de que J1407b es un exoplaneta anillado o una enana marrón que orbita la estrella, [3] : 8 pero desde entonces esta hipótesis ha sido desfavorecida por estudios posteriores. V1400 Centauri no muestra eclipses repetidos, las observaciones con telescopio no mostraron compañeros en órbita y el disco de J1407b sería inestable si orbitara la estrella, lo que sugiere que J1407b probablemente no orbita V1400 Centauri y en cambio es un objeto que flota libremente y que casualmente pasó frente a la estrella. [11] : 2 En este caso, el eclipse coincidente de J1407b con V1400 Centauri se consideraría un evento extremadamente raro que nunca volverá a suceder. [21] : 9 [20]
Las imágenes de alta resolución obtenidas por el Atacama Large Millimeter Array (ALMA) en 2017 revelaron un único objeto cerca de V1400 Centauri, que podría ser J1407b. La distancia del objeto a V1400 Centauri parece coincidir con la distancia esperada recorrida por J1407b si fuera un objeto que flota libremente. El brillo del objeto sugiere un disco circumplanetario polvoriento que rodea un objeto de masa planetaria inferior a 6 masas de Júpiter . Sin embargo, el objeto solo ha sido observado por ALMA una vez, por lo que aún no se sabe si es un objeto en primer plano en movimiento o una galaxia de fondo estacionaria . [11] Las observaciones recientes de ALMA en junio y julio de 2024 confirmarán si este objeto es J1407b o no. [22]
