V1400 Кентаур

V1400 Кентаур, исто така позната како 1SWASP J140747.93−394542.6 или едноставно J1407 — млада ѕвезда од пред главната низа која била затемнета од веројатното подѕвездено тело J1407b што слободно лебдел во април-јуни 2007 година. Со старост од околу 20 милиони години, ѕвездата е масивна како Сонцето и се наоѓа во соѕвездието Кентаур на растојание од 451 светлосни години од Сонцето. V1400 Кентаур е член на подгрупата Горен Кентау-Лупус на здружението Скорпија-Кентаур, група млади, движечки ѕвезди блиску до Сонцето.
1 Историја на името и каталогот
Ѕвездата била каталогизирана уште во 1990-тите од страна на Хабл во каталогот на ѕвезди-водилки, кој ја идентификувал ѕвездата и ја измерил нејзината позиција во пар фотографски плочи направени помеѓу 1974 и 1979 година. Ѕвездата е каталогизирана со други истражувања на небото, вклучувајќи го и Целосното автоматизирано истражување на небото (ЦАИН), истражувањето на целото небо со два микрони (2MASS), пребарувањето за планети со супер широк агол (1SWASP) и Инфрацрвеното истражување со широко поле (WISE)). Вообичаено во овие каталози, ѕвездата добива ознаки како 1SWASP J140747.93–394542.6, што го содржи името на истражувањето проследено со место на ѕвездата во екваторијални координати. Бидејќи таквите ознаки можат да бидат тешки, истражувачите едноставно ја нарекуваат ѕвездата „J1407“. Ѕвездата ја добила официјалната ознака за променлива ѕвезда V1400 Кентаур во 2015 година, кога била додадена во Општиот каталог на променливи ѕвезди на Меѓународниот астрономски сојуз. Истражувачки труд од 2018 година за ѕвездите со необични периоди на затемнување, ја нарекува V1400 Кентаур „Објектот на Мамајек“, по астрономот Ерик Мамајек кој го идентификувало необичното затемнување на ѕвездата во 2007 година.
2 Ѕвездени својства
2.1 Местоположба и возраст
V1400 Кентаур се наоѓа во соѕвездието Кентаур, околу 40 степени јужно од небесниот екватор. Најновите мерења на паралакса од вселенското летало ''Гаја'' покажуваат дека V1400 Кентаур се наоѓа на 450.8 ± 0.9 светлосни години (138.2 ± 0.3 парсеци) од Сонцето. Набљудувањата на позицијата на Кентаур V1400 со текот на времето покажало дека таа има сооствено движење кон југозапад во согласност со она на здружението на Скорпија-Кентаур, ѕвездено здружение на млади ѕвезди на возраст меѓу 11-17 милиони години и растојанија помеѓу од Сонцето. Здружението на Скорпија-Кентаур е најблиското ѕвездено здружение до Сонцето и се верува дека настанало од молекуларен облак кој оттогаш бил однесен од ѕвездените ветрови на најмасивните ѕвезди во здружението.
V1400 Кентаур е најблиску до подгрупата Горен Кентаур-Лупус од здружението Скорпија-Кентаур, која има опсег на возраст од 14-18 милиони години и опсег на растојание од .Со оглед на сличното растојание и правилното движење на V1400 Кентаур, тој многу веројатно припаѓа на здружението Скорпија-Кентаур, што би значело дека мора да биде млада ѕвезда во опсегот на возраст од подгрупата Горен Кентаур-Лупус. Проценката од 2012 година за возраста на V1400 Кентаур претпоставува дека е еднаква на 16 милиони години, просечната возраст на подгрупата Горен Кентаур-Лупус, додека проценката за 2018 година од мерењата ''на Гаја'' ја става возраста на ѕвездата на милиони години.
2.2 Спектрален тип и физички карактеристики
V1400 Кентаур е ѕвезда од пред главната низа од спектралната класа K5 IVe Li. „К“ значи дека V1400 Кентаур е портокалова ѕвезда од К-тип, а соседниот број „5“ ја рангира релативната температура на V1400 Кентаур на скала од 9 (најстудени) до 0 (најтопли) за ѕвезди од К-тип. На V1400 Кентаур му е дадена класата на подџиновска осветленост „IV“, бидејќи има посветла сјајност од ѕвездите од главната низа од типот К (класа на сјајност V). Буквата „е“ означува дека V1400 Кентаур покажува слаби спектрални линии на водород-алфа во својот видлив светлосен спектар. И на крај, „Li“ покажува дека V1400 Кентаур има изобилство со литиум.
Мерењата од третото и најново објавување податоци на вселенското летало ''Гаја'' (''Gaia'' DR3) покажуваат дека V1400 Кентаур е околу 7% поголема од Сонцето во полупречник, но е нешто помалку масивно од Сонцето. Во зависност од тоа дали магнетните ефекти се земени предвид во ѕвездениот развој на V1400 Кентаур или не, масата на ѕвездата може да биде или или сончеви маси, соодветно. Младите ѕвезди имаат тенденција да бидат магнетно активни, и занемарувањето на нивните магнетни ефекти резултира со потценување на нивната маса.  Постара проценка на масата на V1400 Кентаур од второто објавување податоци на ''Гаја'' (''Gaia'' DR2) во 2018 година дава , но не ги зема предвид магнетните ефекти.
V1400 Кентаур е поладна и помалку сјајна од Сонцето, со делотворна температура од околу и сјајност околу 34% од онаа на Сонцето. V1400 Кентаур има проценета површинска гравитација од околу (над 20 пати поголема од гравитацијата на Земјата), врз основа на мерењата ''на Gaia'' на осветленоста, растојанието и бојата на ѕвездата. Мерењата ''на Гаја'' исто така покажуваат дека V1400 Кентаур има помала металичност од Сонцето. Гледано од Земјата, V1400 Кентаур изгледа маргинално поцрвена од типична ѕвезда од типот К5 поради згаснување на светлината од меѓуѕвездената прашина помеѓу Земјата и ѕвездата. Ѕвездата не покажува вишок топлинска емисија во блиските и средните инфрацрвени бранови должини и нема силни емисиони линии во нејзиниот спектар, што укажува на тоа дека нема значителен насобирачки диск или протопланетарен диск.
2.3 Вртење и варијабилност
Како и повеќето млади ѕвезди, V1400 Кентаур се врти брзо со период на вртење од приближно 3,2 денови. Брзото вртење на V1400 Кентаур го зацврстува нејзиното магнетно поле преку динамо-процесот, што доведува до формирање на ѕвездени дамки на нејзината површина. Како што се врти V1400 Кентаур, нејзините ѕвездени дамки излегуваат од видот, предизвикувајќи светлината на ѕвездата периодично да флуктуира за 5%, или околу 0,1 величини во амплитуда. Периодот на вртење на ѕвездата варира за 0,02 дена во текот на циклусот на магнетна активност долг 5,4 години, поради долгорочното движење на ѕвездените точки низ диференцијално ротирачката површина на ѕвездата. Познато е дека V1400 Кентаур емитува меки рендгенски зраци поради тоа што нејзината корона се загрева со нејзиното вртежливо зацврстено магнетно поле. Поради својата млада возраст, варијабилноста на ѕвездените точки и недостатокот на насобирање на прашина, V1400 Кентаур е класифицирана како променлива од типот T Бик.
Спектроскопските мерења на доплеровото проширување во спектралните линии на апсорпција на Кентаур V1400 покажуваат дека ѕвездата има проектирана ротациона брзина од . Со оглед на периодот на вртење, полупречникот и температурата на Кентаур V1400, вистинската екваторијална брзина на вртење на ѕвездата е , што покажува дека оската на вртење на ѕвездата е наклонета во однос на видната линија на Земјата.
3 Затемнување од 2007 година од J1407b
V1400 затемнувањето на Кентаур од страна на J1407b било откриено на 3 декември 2010 година од Марк Пеко, кој во тоа време бил дипломиран студент под надзор на Ерик Е. Мамајек на Универзитетот во Рочестер. Тој и неговит соработници го објавиле откритието во 2012 година. Тимот на Мамајек првично претпоставувал дека J1407b е прстенеста вонсончева планета или кафеаво џуџе што орбитира околу ѕвездата, но тоа оттогаш е неповолно од подоцнежните проучувања. V1400 Кентаур не покажува повторливи затемнувања, набљудувањата на телескопот не покажале придружници кои орбитираат, а дискот на J1407b би бил нестабилен доколку орбитира околу ѕвездата, што сугерира дека J1407b веројатно не орбитира околу V1400 Кентаур и наместо тоа е слободно лебдечки објект кој случајно поминал пред ѕвездата. Во овој случај, случајното затемнување на V1400 Кентаур на J1407b би се сметало за исклучително редок настан што никогаш повеќе нема да се повтори.
Снимањето со висока резолуција од Големата милиметарска низа Атакама (АЛМА) во 2017 година открило единствен објект во близина на V1400 Кентаур, кој може да биде J1407b. Растојанието на објектот од V1400 Кентаур се смета дека се совпаѓа со очекуваното растојание поминато од J1407b доколку тоа е објект што слободно лебди. Светлината на објектот сугерира на правлив циркупланетарен диск кој опкружува објект со планетарна маса под 6 јупитерови маси. Меѓутоа, објектот е забележан од АЛМА само еднаш, па сè уште не е познато дали се работи за објект во преден план што се движи или галаксија во неподвижна позадина. Неодамнешните набљудувања на АЛМА во јуни и јули 2024 година ќе потврдат дали овој објект е J1407b или не.