BD+05 4868 é uma estrela binária composta por uma estrela anã K e uma estrela anã M. É notável por ter um companheiro planetário ao redor da estrela primária. Este planeta, chamado BD+05 4868Ab, orbita a estrela tão perto que começou a se desintegrar, criando uma grande cauda semelhante a um cometa que pode ser vista em trânsitos .
BD+05 4868 foi catalogada pela primeira vez no Bonner Durchmusterung e em 1961 a estrela foi identificada como uma estrela de movimento próprio por Giclas et al. Em 1984 o seu espectro foi observado pela primeira vez, identificando-a como uma estrela do tipo K5: A estrela foi identificada pela primeira vez como uma binária a partir de dados do Gaia . O movimento próprio comum e a paralaxe indicam que o par está fisicamente ligado. A binária também foi detectada com o Telescópio Global do Observatório Las Cumbres (LCOGT) 2 m Faulkes Telescope North e com o Keck NIRC2.
O planeta BD+05°4868Ab foi descoberto utilizando o telescópio espacial TESS com base nas variações periódicas características do brilho da estrela. Os trânsitos foram anormalmente profundos (de 0,8% a 2,0%) e variaram de tempos em tempos. Além disso, o perfil do trânsito foi assimétrico: a fase de entrada do trânsito foi curta e a fase de saída do trânsito foi visivelmente mais longa. Com base numa combinação de observações, os cientistas concluíram que BD+05°4868Ab é um planeta semelhante à Terra em desintegração gradual, semelhante a Kepler-1520b, KOI-2700b e K2-22b. A principal diferença deste sistema é que a estrela é relativamente brilhante (V = 10,16 m) e a profundidade do trânsito do planeta "empoeirado" é consistentemente grande. Outros exoplanetas semelhantes apresentam normalmente declínios de brilho mais baixos (~0,5%).
A temperatura de equilíbrio calculada para a superfície do BD+05°4868Ab é de aproximadamente 1820±45°K. Isto pode influenciar significativamente as propriedades da poeira resultante, dado que a temperatura é bastante baixa para os padrões dos planetas "evaporantes". O sinal de trânsito, incluindo as pistas inicial e final, indica um tamanho de partícula de ~1-10 μm.
De acordo com a modelação, a massa inicial do planeta pode ter excedido a de Mercúrio. Devido à evaporação de minerais da superfície ao longo de vários milhares de milhões de anos, perdeu uma quantidade significativa de matéria. As estimativas actuais da massa e do raio do exoplaneta são de aproximadamente 0,02 massas terrestres (aproximadamente igual à da Lua) e um raio de aproximadamente 2000 km (semelhante ao Kepler-37b). A taxa atual de perda de massa é estimada em aproximadamente 10 massas terrestres por mil milhões de anos. A este ritmo, o planeta poderá evaporar completamente em aproximadamente 2 milhões de anos.
esquerda|miniaturadaimagem|Visão de cima para baixo da cauda de poeira simulada produzida por BD+05 4868Ab
Referências
Categoria:Estrelas binárias Categoria:Estrelas de classe M da sequência principal Categoria:Estrelas de classe K da sequência principal Categoria:Sistemas planetários com um planeta confirmado Categoria:Constelação de Pegasus Categoria:Objetos de Durchmusterung