Una estrella compañera esconde un gemelo secreto exprés
El compañero de la estrella HIP 53005 ha dejado perplejos a los astrónomos. El color y el brillo y el espectro indican una masa de unos 80 Júpiteres — justo en el límite de la quema de hidrógeno, donde el objeto ya no es un planeta pero aún no es una estrella. Sin embargo, su movimiento orbital exige una masa casi del doble: 185 Júpiteres. Es como una maleta que parece ligera pero en realidad es pesada, como si escondiera otra dentro.
¿Dónde se esconde la masa faltante? O bien otro compañero completamente imperceptible gira cerca, o el propio objeto es un par apretado. Entonces su brillo combinado es débil, pero la gravedad conjunta es fuerte. Una ilusión similar se reveló en Gliese 229B: lo que se creía una sola enana marrón resultaron ser dos, completando una órbita en 12 días. Tales hallazgos son raros y arrojan luz sobre el nacimiento de familias estelares, donde las luminarias a menudo viven en pares o tríos.
Resumen original
tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2604.03767
We present the discovery of a low-mass companion located at $$\rho$$ $$\sim$$ 0\farcs{}85 ($$r_{\rm proj} \approx 62~au$$) from the early-type 1.2 Gyr-old star HIP 53005 using direct imaging data from the Subaru and Keck Telescopes and astrometry from the Hipparcos-Gaia Catalog of Accelerations. The companion, HIP 53005 C, is a component of a multiple system also including a $$\approx$$ 12\farcs{}4-separation M dwarf companion inducing a negligible proper motion acceleration. HIP~53005 C's position on color-magnitude diagrams, the fit of its spectral energy distribution to atmosphere models, and its location on an empirical mass-magnitude diagram all suggest that it lies at the M/L transition and near the hydrogen-burning limit ($$\sim80~M_{\rm Jup}$$). However, our orbital fitting combining direct-imaging relative astrometry with proper motion acceleration favors a much higher dynamical mass of $$\sim185\ M_{\rm Jup}$$. An additional unseen, more closely-orbiting companion below the detection limit (at $$\rho\lesssim0\farcs2$$)) may explain this discrepancy. Alternatively, HIP~53005C could be a low-mass binary like Gliese~229Bab, making this system an intriguing laboratory for studying multiple star formation.
Las enanas marrones son estrellas fallidas: demasiado ligeras para iniciar la fusión nuclear, solo brillan débilmente, ocupando el espacio entre planetas y verdaderas estrellas.
Como Tatooine con dos soles, solo que uno de los astros podría resultar ser binario, y entonces habrá más bailarines celestes.