A estrela V1787 Ori tem um “companheiro” menos massivo que o sol.

A estrela Ori V1787, localizada a cerca de 1260 anos-luz da Terra, na região de formação estelar Orion A, não parece estar sozinha: astrônomos da instituição Roy Arun de Cristo, na Índia, conduziram um novo estudo relatando que a estrela tem um satélite do tipo M. é 60% menos massivo que o Sol.

Na verdade, V1787 Ori é considerada uma estrela da classe Herbig Ae / Be, ou seja, é uma estrela jovem que pertence aos tipos espectrais A e B e está rodeada por gás e poeira. Está a cerca de 1.260 anos-luz de distância, tem menos de 10 milhões de anos e é a estrela principal à frente de uma sequência de tipo espectral A5 e massa que pode ser igual a 1,66 massas solares.

Observações anteriores sugeriram que uma das estrelas em torno de V1787 Ori pode estar associada a ele; em seguida, em um novo estudo, os pesquisadores analisaram dados fotométricos coletados de outros estudos, como Pan-STARRS e 2MASS, para confirmar este cenário – e na verdade descobriram que a estrela estava seguindo um objeto: “neste estudo, descrevemos a descoberta de um grande companheiro binário, V1787 Ori B, para a estrela HAeBe V1787 Ori A “, explicam os astrônomos no artigo.

V1787 Ori B é separado de V1787 Ori A por 2.577 unidades astronômicas (a unidade astronômica é a distância média entre a Terra e o Sol) e parece ser do tipo espectral M5. Os astrônomos estimam que o V1787 Ori B tenha cerca de 8,1 milhões de anos, uma idade correspondente à do V1787 Ori A, que pode ter cerca de 7,5 milhões de anos. As duas estrelas têm movimentos semelhantes e, de acordo com o artigo, os dois objetos confirmam a existência de um sistema binário de estrelas maiores antes da seqüência. Além disso, o estudo confirmou que o par faz parte da região de formação estelar L1641.

A massa do V1787 Ori B foi considerada equivalente a 0,39 massa solar, então o sistema tem uma razão de massa de aproximadamente 0,23. Esta é uma massa muito baixa, que raramente pode ser encontrada entre os sistemas binários Herbig Ae / Be bem conhecidos. “No entanto, como este tipo de razão de massa é visto entre os elementos binários do tipo A no campo e nas regiões de formação de estrelas, é muito possível que haja mais elementos binários entre as estrelas de protensão principais (PMS), como o sistema V1787 Ori,” apontam os autores.

Por fim, os autores sugerem que o sistema V1787 Ori foi formado pelo colapso do núcleo pré-estelar ou fragmentação em filamentos – e observam que os dados disponíveis ainda não permitem a identificação de cenários para a formação do sistema. No entanto, essas hipóteses ainda não podem ser confirmadas, portanto, diferentes comprimentos de onda do sistema precisarão ser observados para confirmar qualquer um desses cenários.

Um artigo com os resultados do estudo está disponível no repositório de rede arXiv, em formato de pré-impressão.

Fonte: Phys.org