HD 129116
| Данные наблюдений Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Кентавр |
| Прямое восхождение | 14 час 41 м 57.59068 с [1] |
| Склонение | −37° 47′ 36.5940″ [1] |
| Apparent magnitude (V) | +4.01 [2] |
| Характеристики | |
| Эволюционный этап | Основная последовательность |
| Спектральный тип | Б3В [3] |
| B-V Индекс цвета | −0.157 ± 0.002 [2] |
| Тип переменной | Постоянный [4] |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | +2.6 ± 1.5 [2] км/с |
| Собственное движение (μ) | ДА: -29,828 ± 0,369 [5] мас / Декабрь: −31,914 ± 0,518 [5] мас / |
| Параллакс (р) | 10,0339 ± 0,3143 но [5] |
| Расстояние | 330 ± 10 св. (100 ± 3 шт .) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | −1.07 [2] |
| Подробности | |
| Масса | 5–6 [6] M ☉ |
| Радиус | 2.93 ± 0.12 [7] R ☉ |
| Яркость | 637.01 [2] L ☉ |
| Поверхностная гравитация (log g ) | 4.23 ± 0.03 [7] cgs |
| Температура | 18,310 ± 320 [6] К |
| Скорость вращения ( v sin i ) | 129 [8] км/с |
| Возраст | 15 ± 2 [6] Мир |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
HD 129116 — двойная звезда в северо-восточной части Центавра , к востоку от Менкента . Она также известна под обозначением Байера b Центавра , а HD 129116 — это идентификатор звезды в каталоге Генри Дрейпера . Этот объект имеет сине-белый оттенок и слабо виден невооруженным глазом с видимой визуальной величиной +4,01. [2] Он расположен на расстоянии примерно 325 световых лет (100 парсеков ). [5] от Солнца на основе параллакса и имеет абсолютную величину -1,07. [2]
Основная звезда — это горячая звезда типа B со спектральным классом B3V и массой, в 5–6 раз превышающей массу Солнца . Вторичная звезда — близкий спутник, разделенный примерно 1 а.е. , ее масса в 4,4 раза превышает солнечную. массивная экзопланета была обнаружена В 2021 году методом прямых изображений , вращающаяся вокруг пары звезд ( окружная планета ) на расстоянии около 560 а.е. [6]
Звездная система
[ редактировать ]Это молодая звездная система, принадлежащая к подгруппе Верхний Центавр–Волчанка ассоциации Скорпиона–Центавра , ближайшей ОВ-ассоциации. к Солнцу Это объединение звезд, имеющих общее происхождение и движение. [10] Область внутри Верхнего Центавра – Волчанки, где расположена b Центавра, по-видимому, имеет единый возраст 15 миллионов лет, что, следовательно, является возрастом этой системы (с неопределенностью около 2 миллионов лет). [6] По своему звездному параллаксу, измеренному космическим кораблем «Гайя» , Центавра находится на расстоянии 325 световых лет (100 парсеков ). [5] Было отмечено, что вторичная звезда может мешать измерениям параллакса, поэтому это значение расстояния может быть не совсем точным. В любом случае b Центавра, кажется, расположена на более близкой стороне ассоциации Скорпион-Центавр, если смотреть с Земли, на что также указывает ее более высокое собственное движение по сравнению со средним значением ассоциации. [6]
Главная звезда b Центавра A представляет собой звезду главной последовательности B-типа со звездной классификацией B3V. [3] что указывает на то, что он участвует в в ядре синтезе водорода для выработки энергии. Объект использовался как «стандартная звезда» в нескольких фотометрических системах и оказался неизменяемым . [4] Он имеет высокую скорость вращения: проектируемая скорость вращения составляет 129 км/с. [8] У звезды от 5 до 6 [6] раз больше массы Солнца и в 2,9 [7] раз радиус Солнца . Он излучает 637 [2] раз превышает светимость Солнца в его фотосфере при эффективной температуре 18 445 К. [7]
В 1968 году было обнаружено, что главная звезда имеет переменную лучевую скорость , что свидетельствует о наличии второй звезды в системе, но орбита не была опубликована. [11] Существование вторичной звезды b Центавра B было подтверждено в 2010 году интерферометрическими наблюдениями, которые показали ее на расстоянии 9,22 мсек.сек. , или 1,0 а.е. на расстоянии системы. [12] Разница в звездной величине между звездами составляет 1,06, [12] откуда рассчитана масса 4,4 M ☉ вторичной обмотки . Однако это значение разницы магнитуд является неопределенным, поскольку оно было основано на одном наблюдении, а обнаружение близко к пределу производительности прибора, поэтому масса 4,4 M ☉ считается верхней оценкой. [6] Учитывая все неопределенности, общая масса системы оценивается от 6 до 10 M ☉ . [6]
Планетарная система
[ редактировать ]
Система b Центавра была включена в обзор BEAST, который использует инструмент SPHERE на Очень Большом Телескопе для поиска планет вокруг звезд B-типа в ассоциации Скорпиона-Центавра. СФЕРА оснащена сложным коронографом , который блокирует свет звезды и позволяет напрямую получать изображения экзопланет вокруг нее . [13] Первое наблюдение системы в 2019 году выявило объект на расстоянии 5,3 угловых секунды , инфракрасные цвета которого соответствовали массивной планете. Второе наблюдение в 2021 году подтвердило, что объект имеет общее собственное движение с b Центавра и, следовательно, физически связан с системой. [6] Авторы этого исследования также искали старые наблюдения b Центавра и обнаружили, что планета была получена с помощью 3,6-метрового телескопа ESO в 2000 году, но в то время считалась фоновой звездой. [6] [14] b Центавра с массой первичной звезды 5–6 M ☉ и общей массой системы 6–10 M ☉ является самой массивной системой, вокруг которой была обнаружена планета; ранее самой массивной звездой с известной планетой была 3 M ☉ . Открытие было опубликовано в декабре 2021 года в научном журнале Nature под руководством астронома Стокгольмского университета Маркуса Янсона. [6]
Названная b Центавра (AB)b (сокращенно «b Cen (AB)b»), это околоземная планета , вращающаяся вокруг звездной пары на расстоянии 560 а.е. Три эпохи наблюдений показывают доказательства орбитального движения планеты вокруг центральных звезд, но орбита все еще недостаточно четко ограничена. Данные согласуются с орбитальным периодом от 2650 до 7170 лет, наклонением от 128 до 157 градусов и эксцентриситетом менее 0,4. [6]
Изображения СФЕРЫ показывают, что светимость планеты составляет примерно 0,01% солнечной, что является реликтом ее недавнего образования. Исходя из этой светимости и возраста системы, модели охлаждения предсказывают, что ее масса примерно в 11 раз превышает массу Юпитера . Отношение масс между b Cen (AB)b и центральной двойной звездой составляет 0,10—0,17%, что аналогично системе Солнце-Юпитер и соответствует ожиданиям, что более массивные звезды имеют тенденцию иметь более массивные планеты. [6]
Механизм образования b Cen (AB)b неясен. Считается, что большинство планет-гигантов образуются в результате аккреции ядра , при котором каменное ядро, вырастая до критической массы, начинает быстро аккрецировать окружающий газ околозвездного диска . Этот механизм не может объяснить b Cen (AB)b, поскольку аккреция ядра становится менее эффективной на больших расстояниях от звезды, а массивные звезды, такие как b Центавра A, заставляют диск рассеиваться гораздо быстрее. Более вероятно, что планета сформировалась непосредственно из околозвездного газа посредством механизма, известного как гравитационная нестабильность. Этот процесс происходит намного быстрее, чем аккреция ядра, и может действовать даже на расстоянии сотен астрономических единиц. Другая возможность состоит в том, что планета сформировалась ближе к центральным звездам и впоследствии была выброшена на свою текущую орбиту в результате взаимодействия с другим телом, но это опровергается отсутствием доказательств наличия других планет в системе и низким эксцентриситетом b Cen ( АБ)б. [6]
Открытие b Cen (AB)b показало, что планеты могут существовать даже вокруг массивных звезд. Предыдущие исследования показали, что частота появления планет начинает падать для звезд размером более 2 M ☉ и достигает почти нуля для звезд с размером 3 M ☉ , но этот результат справедлив только для близких планет, которые можно обнаружить методом лучевых скоростей . Открыватели b Cen (AB)b утверждали, что короткое время жизни околозвездных дисков вокруг массивных звезд может препятствовать миграции планет ближе к своим звездам, но допускает существование далеких планет, таких как b Cen (AB)b. [6]
| Компаньон (в порядке от звезды) | Масса | Большая полуось ( В ) | Орбитальный период ( годы ) | Эксцентриситет | Наклон | Радиус |
|---|---|---|---|---|---|---|
| (АБ)б | 10,9 ± 1,6 М Дж | 556 ± 17 | 2650–7170 | <0,40 | 128–157 ° | — |
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A&A...474..653В . дои : 10.1051/0004-6361:20078357 . S2CID 18759600 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час Андерсон, Э.; Фрэнсис, Ч. (2012). «XHIP: Расширенный сборник гиппарков». Письма по астрономии . 38 (5): 331. arXiv : 1108.4971 . Бибкод : 2012AstL...38..331A . дои : 10.1134/S1063773712050015 . S2CID 119257644 .
- ^ Перейти обратно: а б Хилтнер, Вашингтон; и др. (июль 1969 г.). «МК-Спектральные типы ярких южных OB-звезд» . Астрофизический журнал . 157 : 313–326. Бибкод : 1969ApJ...157..313H . дои : 10.1086/150069 .
- ^ Перейти обратно: а б Паунзен Э.; Роде-Паунзен, М. (2017). «BRITE-фотометрия семи звезд B-типа». Вторая научная конференция Brite-Constellation: Малые спутники – большая наука . 5 : 180. arXiv : 1612.04714 . Бибкод : 2017sbcs.conf..180P .
- ^ Перейти обратно: а б с д и Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (2021). « Ранние данные Gaia , выпуск 3: Краткое описание содержания и свойств исследования» . Астрономия и астрофизика . 649 : А1. arXiv : 2012.01533 . Бибкод : 2021A&A...649A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID 227254300 . (Ошибка: дои : 10.1051/0004-6361/202039657e ) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п д Янсон, Маркус; Граттон, Рафаэле; Родет, Летиция; Виган, Артур; Боннефой, Микаэль; Делорм, Филипп; Мамаек, Эрик Э.; Реферт, Сабина; Сток, Лукас; Марло, Габриэль-Доминик; Ланглуа, Мод; Шовен, Гаэль; Дезидера, Сильвано; Рингквист, Саймон; Майер, Лусио; Вишванатх, Гаятри; Сквиччарини, Вито; Мейер, Майкл Р.; Самланд, Матиас; Петрус, Саймон; Хеллед, Равит; Кенворти, Мэтью А.; Куанц, Саша П.; Биллер, Бет; Хеннинг, Томас; Меса, Дино; Энглер, Наталья; Карсон, Джозеф К. (2021). «Планета-гигант с широкой орбитой в двойной системе Центавра с большой массой». Природа . 600 (7888): 231–234. arXiv : 2112.04833 . Бибкод : 2021Natur.600..231J . дои : 10.1038/s41586-021-04124-8 . ПМИД 34880428 . S2CID 245005994 .
- ^ Перейти обратно: а б с д Фицпатрик, Эл.; Масса, Д. (март 2005 г.). «Определение физических свойств B-звезд. II. Калибровка синтетической фотометрии». Астрономический журнал . 129 (3): 1642–1662. arXiv : astro-ph/0412542 . Бибкод : 2005AJ....129.1642F . дои : 10.1086/427855 . S2CID 119512018 .
- ^ Перейти обратно: а б Вольф, Южная Каролина; Стром, ЮВ; Дрор, Д.; Венн, К. (2007). «Скорости вращения звезд B0-B3 в семи молодых скоплениях: дальнейшее исследование связи между скоростью вращения и плотностью в областях звездообразования». Астрономический журнал . 133 (3): 1092–1103. arXiv : astro-ph/0702133 . Бибкод : 2007AJ....133.1092W . дои : 10.1086/511002 . S2CID 119074863 .
- ^ «б Цен» . СИМБАД . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 5 марта 2020 г.
- ^ Де Зеув, ПТ; Хугерверф, Р.; Де Брюйне, JHJ; Браун, AGA; Блаау, А. (1999). «Перепись HIPPARCOS близлежащих акушерских ассоциаций». Астрономический журнал . 117 (1): 354–399. arXiv : astro-ph/9809227 . Бибкод : 1999AJ....117..354D . дои : 10.1086/300682 . S2CID 16098861 .
- ^ Гутьеррес-Морено, Аделина; Морено, Хьюго (1968). «Фотометрическое исследование ассоциации СКОРПИУС-ЦЕНТАВР» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 15 : 459. Бибкод : 1968ApJS...15..459G . дои : 10.1086/190168 .
- ^ Перейти обратно: а б Риццуто, AC; Ирландия, МЮ; Робертсон, Дж.Г.; Кок, Ю.; Тутилл, П.Г.; Уоррингтон, Бакалавр; Обуа, X.; Танго, Вашингтон; Норрис, Б.; Тен Бруммелаар, Т.; Краус, Алабама; Джейкоб, А.; Лалиберте-Удевиль, К. (2013). «Длиннобазовое интерферометрическое исследование множественности ассоциации Sco-Cen OB» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 436 (2): 1694. arXiv : 1309.3811 . Бибкод : 2013MNRAS.436.1694R . дои : 10.1093/mnras/stt1690 .
- ^ Янсон, Маркус; Сквиччарини, Вито; Делорм, Филипп; Граттон, Рафаэле; Боннефой, Микаэль; Реферт, Сабина; Мамаек, Эрик Э.; Эрикссон, Саймон К.; Виган, Артур; Ланглуа, Мод; Энглер, Наталья; Шовен, Гаэль; Дезидера, Сильвано; Майер, Лусио; Марло, Габриэль-Доминик; Бон, Александр Дж.; Самланд, Матиас; Мейер, Майкл; д'Орази, Валентина; Хеннинг, Томас; Кванц, Саша; Кенворти, Мэтью; Карсон, Джозеф К. (2021). «BEAST начинается: выборочные характеристики и результаты исследования численности экзопланет B-звезды». Астрономия и астрофизика . 646 : А164. arXiv : 2101.02043 . Бибкод : 2021A&A...646A.164J . дои : 10.1051/0004-6361/202039683 . S2CID 230770142 .
- ^ Шацкий Н.; Токовинин, А. (2002). «Распределение отношения масс зрительных двойных систем B-типа в ассоциации Sco OB2». Астрономия и астрофизика . 382 : 92. arXiv : astro-ph/0109456 . Бибкод : 2002A&A...382...92S . дои : 10.1051/0004-6361:20011542 . S2CID 16697655 .
Внешние ссылки
[ редактировать ]- «Телескоп ESO сфотографировал планету вокруг самой массивной на сегодняшний день звездной пары» . Европейская южная обсерватория . 8 декабря 2021 г. Проверено 8 декабря 2021 г.
