2MASS J01225093-2439505 b

Cette naine brune est désignée 2MASS J01225093-2439505 b (parfois abrégé de façon non officielle en 2M 0122-24 b) dans le catalogue du Two-Micron All-Sky Survey et WISE J012251.02-243952.0 b dans celui du Wide-field Infrared Survey Explorer.

La naine brune a été observée de manière directe[4] en 2013 dans le cadre de la recherche de planètes géantes extrasolaires autour d'étoiles jeunes et de faible masse[3]. D'un rayon équivalent à celui de Jupiter et d'une masse environ 25 fois supérieure[2] (ce qui place cet astre dans la catégorie des naines brunes), elle orbite à 52 unités astronomiques de son étoile. Du fait de cette masse importante, l'attraction gravitationnelle à sa surface est 50,6 fois plus forte que celle à la surface de la Terre. La température mesurée à sa surface est de 1 380 kelvins (1 107 ° Celsius). Enfin, l'âge du systéme est estimée à 120 ± 10 millions d'années[2].

Les caractéristiques de l'objet suggèrent qu'il s'agit d'un « pont » entre les planètes chaudes comme β Pic b et les objets très poussiéreux et froids comme HR 8799 b, c, d et e[5].

L'étoile hôte 2M 0122-4 de la naine brune est une naine rouge de type M3.5[2] avec une température de surface d'environ 3 500 K[2], localisée dans la constellation de la Baleine[1]. Elle est située à 117,4 années-lumière (36 parsecs[2]). Son rayon est estimé à 0,4 fois le rayon du Soleil et sa masse à 0,4 fois celle du Soleil.

Les magnitudes apparente et absolue de l'étoile sont de 22,0 et 19,2 respectivement. Elle est âgée de 120 millions d'années, ce qui suggère qu'elle est relativement jeune sur l'échelle de temps astronomique.

La température effective de la surface de l'étoile est d'environ 3530 kelvin[2]. Elle est donc d'environ 3 257 °C, ce qui correspond à une étoile relativement froide comparée aux autres types d'étoiles. Par exemple, le Soleil a une température de surface d'environ 5 778 °C. Son type spectral M3.5 correspond à une étoile de température de surface relativement basse, avec une couleur rouge orangée. Les étoiles de type M sont les étoiles les plus communes dans l'Univers observable, et sont souvent des naines rouges relativement petites et froides. Les étoiles de type M sont également connues pour leur forte activité magnétique, ce qui peut les rendre plus variables et sujettes à des éruptions stellaires intenses.

Seulement 0,3 % de l'énergie totale émise par l'étoile est émise dans la région ultraviolette du spectre électromagnétique, ce qui est relativement faible. Cette valeur peut être importante pour l'étude des effets de l'irradiation UV sur les planètes en orbite autour de l'étoile, ou pour évaluer l'impact de l'étoile sur les atmosphères planétaires. 14,5% de l'énergie totale émise par l'étoile est émise dans la région visible du spectre électromagnétique, le reste étant émis dans d'autres régions du spectre. Cependant, 14,5% est encore une quantité importante d'énergie émise dans la région visible, ce qui signifie que l'étoile est assez lumineuse dans cette région du spectre et pourrait être visible depuis une distance suffisamment proche de la Terre.

La plus grande partie de l'énergie est émise par l'étoile dans la région infrarouge du spectre électromagnétique, ce qui est cohérent avec la température relativement basse de l'étoile (3 500 K) mentionnée précédemment. Les étoiles plus froides émettent principalement dans la région infrarouge du spectre électromagnétique plutôt que dans la région visible.

La valeur de l'ascension droite de 20.7125 indique que l'étoile hôte est de 20 heures, 41 minutes et 27 secondes. La déclinaison de -24.6142 indique que l'étoile hôte est situé à 24 degrés, 36 minutes et 51,12 secondes au sud de l'équateur céleste[6] .