Каппа Печь
  | |
| Данные наблюдений Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Печь |
| Мистер Для А | |
| Прямое восхождение | 02 час 22 м 32.60343 с [ 1 ] |
| Склонение | −23° 48′ 00.4878″ [ 1 ] |
| Apparent magnitude (V) | 5,3187 ± 0,0005 (всего по системе) [ 2 ] |
| κ Для Баба | |
| Прямое восхождение | |
| Склонение | |
| Apparent magnitude (V) | 10,21 ± 0,04 (всего по подсистеме) [ 3 ] |
| Характеристики | |
| Мистер Для А | |
| Спектральный тип | Г1В-IV [ примечание 1 ] |
| B-V Индекс цвета | 0,608 ± 0,017 (всего по системе) [ 2 ] |
| Каппа Форнацис Баб | |
| Спектральный тип | ~М0В / ~М0В [ 4 ] |
| Астрометрия | |
| Мистер Для А | |
| Радиальная скорость (R v ) | 16.67 ± 0.06 [ 3 ] км/с |
| Собственное движение (μ) | Дата: 150.725 [ 1 ] мас / Декабрь: 5.364 [ 1 ] мас / |
| Параллакс (р) | 44,0905 ± 0,2799 но [ 1 ] |
| Расстояние | 74,0 ± 0,5 св. лет (22,7 ± 0,1 шт .) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | 3.610 ± 0.039 [ примечание 2 ] |
| κ Для Баба | |
| Абсолютная величина ( МВ ) | 8,50 (всего подсистема) [ примечание 2 ] |
| Орбита [ 3 ] | |
| Начальный | Мистер Для А |
| Компаньон | κ Для Баба |
| Период (П) | 25,81 ± 0,15 года |
| Большая полуось (а) | 0.521 ± 0.004″ |
| Эксцентриситет (е) | 0.339 ± 0.013 |
| Наклон (я) | 50.4 ± 0.5° |
| Долгота узла (Ом) | 139.8 ± 1.4° |
| Периастровая эпоха (Т) | 1988.89 ± 0.17 |
| Аргумент периастра (ω) (вторичный) | 266.3 ± 1.0° |
| Полуамплитуда (К 1 ) (начальный) | 5,23 ± 0,13 км/с |
| Орбита [ 3 ] | |
| Начальный | κ Для Ба |
| Компаньон | Мистер Фор Бб |
| Период (П) | ок. 3,666 дней |
| Эксцентриситет (е) | 0 (предполагается) |
| Полуамплитуда (К 1 ) (начальный) | ок. 83 км/с |
| Полуамплитуда (К 2 ) (вторичный) | ок. 83 км/с |
| Подробности | |
| Мистер Для А | |
| Масса | 1.20 ± 0.05 [ 3 ] M ☉ |
| Поверхностная гравитация (log g ) | 3.99 ± 0.15 [ 5 ] cgs |
| Температура | 5853 ± 49 [ 5 ] К |
| Металличность [Fe/H] | -0.06 ± 0.05 [ 5 ] ловкость |
| Возраст | 5.7 ± 0.6 [ 6 ] Гир |
| κ Для Баба | |
| Масса | 1,05 ± 0,18 (всего по подсистеме) [ 3 ] [ 7 ] M ☉ ок. 0,53 ± 0,09 / 0,53 ± 0,09 [ 8 ] M ☉ |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
Каппа Форнацис ( κ For ) — звездная система , расположенная примерно в 72 световых годах от нас. Система состоит из несколько развитой первичной звезды, вокруг которой вращается массивная «темная» вторичная звезда, которая на самом деле сама является тесной двойной системой красных карликов , образуя иерархическую тройную систему.
Множественность
[ редактировать ]В 1995 году было обнаружено, что Каппа Форнацис находится в 0,23 угловых секундах к северу от источника рентгеновского и радиоизлучения , и это расстояние настолько близко, что оно, скорее всего, связано со звездой. [ 9 ] Хотя это указывает на то, что звезда активна и, следовательно, молода, частное сообщение показало, что Каппа Форнацис была спектрально-двойной , оставляя возможность того, что источником избыточного излучения была звезда-компаньон.
Миссия Hipparcos обнаружила большое ускорение в 19,4 мс/год в собственном движении Каппы Форнацис, что позволяет предположить, что часть орбиты наблюдалась. Объединение этих данных с другими данными о собственном движении за примерно полвека выявило периодическое изменение в 26,5 ± 2 года, подтвердив, что звезда является астрометрической двойной системой. [ 10 ] [ 11 ] Амплитуда изменения указала на сумму масс 2,3 ± 0,1 M ☉ ; с первичной величиной примерно 1,2 M ☉ было очевидно, что два компонента должны иметь примерно равные массы. Однако, поскольку свет или спектр спутника не наблюдались, было ясно, что он слабее, чем звезда главной последовательности. Это было интерпретировано как спутник, являющийся белым карликом .
По-видимому, не подозревая о признаках двойственности, Каппа Форнацис была включена в несколько поисков планет, основанных на лучевых скоростях , которые начались ближе к концу века. Долгопериодная изменчивость была очевидна; обнаружил линейный тренд -1,73 ± 0,02 м/с/день CCPS , [ 12 ] в то время как в более длинных временных рядах обзора ESO -CES нелинейность тренда была очевидна, и была представлена предварительная орбита, значительно короче астрометрической. [ 13 ] Абт и др. В 2006 году это было дополнено новыми и историческими данными, чтобы найти более точную орбиту, снова более короткую, чем астрометрическая. [ 14 ] Совсем недавно продолжение обзора ESO-CES на спектрографе HARPS показало, что орбитальный период спутника несколько длиннее и больше соответствует астрометрическому периоду. [ 15 ]
Каппа Fornacis B была впервые независимо решена Lafrenière et al. (2007) и Токовинин и Кантарутти (2008), [ 16 ] [ 17 ] оба обнаружили расстояние около 0,5 угловых секунд, что соответствует астрометрической орбите. Разница в яркости между двумя компонентами подтвердила, что вторичный объект слишком тусклый для своей массы; Последняя статья приписывает это тому, что это массивный белый карлик или близкая двойная система М-карликов, но не может различить эти две возможности. С тех пор спутник несколько раз обнаруживался, что позволило сделать предварительный визуальный вывод на орбиту к 2012 году. [ 18 ]
Токовинин (2013) объединил спектроскопические и визуальные данные о системе, чтобы найти наиболее точное определение орбиты двойной системы на данный момент. [ 3 ] Хотя фотометрические цвета вторичной звезды соответствуют раннему М-карлику (~0,48 M ☉ ), она расположена выше главной последовательности , а это означает, что ее светимость слишком высока, чтобы быть одиночной звездой. Это означает, что вторичная звезда на самом деле должна быть двумя близкими звездами одинакового спектрального класса, вращающимися вокруг более массивной первичной звезды. были слабо обнаружены две слабые линии поглощения В линии На , меняющиеся примерно на 80 км/с за период в несколько дней; это соответствует двум М-карликам, вращающимся вокруг друг друга, что подтверждает, что вторичная звезда является тесной двойной системой. Подсистема состоит из двух красных карликов примерно одинаковой массы, обращающихся вокруг друг друга каждые ~3,7 дня. Двойные системы с такими близкими орбитами обычно поддерживают высокий уровень активности на протяжении всей своей жизни из-за того, что периоды их вращения синхронизированы с периодом их обращения, поэтому компоненты вторичной системы являются источником избыточной энергии в системе.
Характеристики
[ редактировать ]
С точки зрения объекта на небесной сфере, Каппа Печь — звезда пятой величины, расположенная недалеко от границы между северной границей Печи и Кита . При звездной величине 5,2 это примерно седьмая по яркости звезда в созвездии.
Kappa Fornacis A Цвета и температура указывают на то, что она имеет спектральный класс G1 V, что означает, что она примерно на 100 кельвинов горячее Солнца . На диаграмме Герцшпрунга-Рассела (слева) звезда расположена несколько выше главной последовательности, что указывает на то, что она находится в процессе эволюции между карлика и субгиганта стадией ; это подтверждается тем, что его поверхностная гравитация ниже, чем у типичного G-карлика, и низким уровнем хромосферной активности (log R' HK ≈ -5,0). [ 15 ] [ 19 ] Звезда имеет массу, которая примерно на одну пятую больше солнечной, и это значение было бы типичным для позднего F-карлика (~ F7V), когда он находился на главной последовательности. [ 4 ] Различные методы оценки возраста звезды в целом сходятся во мнении, что возраст Каппы Форнацис А составляет от 5 до 6 миллиардов лет, что делает ее, возможно, на 1 миллиард лет старше Солнца. Этот возраст соответствует как самым старым членам тонкого диска , так и самым молодым членам толстого диска , хотя по своей кинематике система попадает в первую популяцию (UVW = -19,5, -16,2, -9,6 км/с). [ 3 ] и его металличность, близкая к солнечной.
Оба компонента Kappa Fornacis B являются ранними M-карликами. Если предположить, что они идентичны, то обе они имеют массу примерно вдвое меньшую массы Солнца. Поскольку они находятся на такой короткопериодической орбите, приливные эффекты будут поддерживать высокий уровень активности на обеих звездах (аналогично CM Draconis ), а это означает, что они, вероятно, будут испытывать вспышки и изменения вращения ( переменность BY Draconis ).
Примечания
[ редактировать ]- ^ Хотя звезда обозначена как G1V, даже с поправкой на вторичную величину она слишком ярка для карлика: на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (см. изображение) звезда находится примерно на полпути между полосой карлика и субгиганта. Log g звезды указывает на то, что она является субгигантом и солнечная металличность исключает охлаждение, поэтому ее необходимо эволюционировать.
- ^ Перейти обратно: а б Соответствующий расчет абсолютной величины: , где это видимая величина и расстояние в парсеках.
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б с д и Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (август 2018 г.). « Выпуск данных Gaia 2: Краткое описание содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Бибкод : 2018A&A...616A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/201833051 . Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
- ^ Перейти обратно: а б ван Леувен, Ф. (2007). «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 Токовинин, Андрей (2013). «Каппа Форначи, тройная радиозвезда» . Астрономический журнал . 145 (3): 76. arXiv : 1301.1352 . Бибкод : 2013AJ....145...76T . дои : 10.1088/0004-6256/145/3/76 . S2CID 119297030 .
- ^ Перейти обратно: а б Последовательность современного среднего звездного цвета и эффективных температур (Teff) для карликовых звезд O9V-Y0V , Э. Мамаек, 2011, веб-сайт
- ^ Перейти обратно: а б с Мальдонадо, Дж.; и др. (май 2012 г.). «Металличность звезд солнечного типа с дисками обломков и планет». Астрономия и астрофизика . 541 : А40. arXiv : 1202.5884 . Бибкод : 2012A&A...541A..40M . дои : 10.1051/0004-6361/201218800 . S2CID 46328823 .
- ^ Холмберг, Дж.; и др. (2009). «Обследование окрестностей Солнца Женева-Копенгаген. III. Улучшенные расстояния, возраст и кинематика». Астрономия и астрофизика . 501 (3): 941–947. arXiv : 0811.3982 . Бибкод : 2009A&A...501..941H . дои : 10.1051/0004-6361/200811191 . S2CID 118577511 .
- ^ 2,24 ± 0,13 М ☉ (Общая масса системы) - 1,20 ± 0,05 М ☉ (Масса первичной обмотки)
- ^ 1,05 ± 0,18 M ☉ (Общая масса подсистемы) ÷ 2 (При условии равных масс компонентов)
- ^ Гедель, М.; и др. (1995). «Микроволновое излучение ярких рентгеновских звезд, подобных Солнцу: главная последовательность FG и за ее пределами». Астрономия и астрофизика . 302 : 775. Бибкод : 1995A&A...302..775G .
- ^ Гончаров Г.А.; и др. (2000). «Новые астрометрические двойные системы среди звезд HIPPARCOS». Астрономия и астрофизика . 355 : 1164. Бибкод : 2000A&A...355.1164G .
- ^ Гончаров Г.А.; и др. (2002). «Астрометрические орбиты из прямой комбинации наземных каталогов с каталогом Hipparcos». Письма по астрономии . 28 (4): 261–271. Бибкод : 2002AstL...28..261G . дои : 10.1134/1.1467262 . S2CID 121692881 .
- ^ Нидевер, Дэвид Л.; и др. (2002). «Лучевые скорости 889 звезд позднего типа». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 141 (2): 503–522. arXiv : astro-ph/0112477 . Бибкод : 2002ApJS..141..503N . дои : 10.1086/340570 . S2CID 51814894 .
- ^ Эндл, М.; и др. (2002). «Программа поиска планет на спектрометре ESO Coudé Echelle. III. Полные результаты съемки длинной камерой» . Астрономия и астрофизика . 392 (2): 671–690. arXiv : astro-ph/0207512 . Бибкод : 2002A&A...392..671E . дои : 10.1051/0004-6361:20020937 . S2CID 17393347 .
- ^ Абт, Хельмут А.; Уиллмарт, Дэрил (2006). «Вторичные первичные компоненты солнечного типа. I. Лучевые скорости» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 162 (1): 207–226. Бибкод : 2006ApJS..162..207A . дои : 10.1086/498095 . S2CID 123629445 .
- ^ Перейти обратно: а б Цехмайстер, М.; и др. (2013). «Программа поиска планет на ESO CES и HARPS. IV. Поиск аналогов Юпитера вокруг солнечноподобных звезд». Астрономия и астрофизика . 552 : А78. arXiv : 1211.7263 . Бибкод : 2012yCat..35520078Z . дои : 10.1051/0004-6361/201116551 . S2CID 53694238 .
- ^ Лафреньер, Дэвид; и др. (2007). «Обследование глубокой планеты Близнецы» . Астрофизический журнал . 670 (2): 1367–1390. arXiv : 0705.4290 . Бибкод : 2007ApJ...670.1367L . дои : 10.1086/522826 . S2CID 17295212 .
- ^ Токовинин А.; Кантарутти, Р. (2008). «Первая спекл-интерферометрия на телескопе SOAR с ПЗС-матрицей электронного умножения» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 120 (864): 170–177. Бибкод : 2008PASP..120..170T . дои : 10.1086/528809 .
- ^ Харткопф, Уильям И.; и др. (2012). «Спекл-интерферометрия в SOAR в 2010 и 2011 годах: измерения, орбиты и прямолинейные аппроксимации» . Астрономический журнал . 143 (2): 42. Бибкод : 2012AJ....143...42H . дои : 10.1088/0004-6256/143/2/42 .
- ^ Грей, Р.О.; и др. (2006). «Вклад в проект «Близкие звезды (NStars): спектроскопия звезд ранее M0 в пределах 40 пк — Южная выборка». Астрономический журнал . 132 (1): 161–170. arXiv : astro-ph/0603770 . Бибкод : 2006AJ....132..161G . дои : 10.1086/504637 . S2CID 119476992 .
