HD 53143 - HD 53143

HD 53143
HD 53143.jpg
Диск обломков вокруг звезды HD 53143 у Космический телескоп Хаббла. Сама звезда скрыта камерой коронограф чтобы сделать диск видимым.
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеКарина[1]
Прямое восхождение06час 59м 59.65545s[2]
Склонение−61° 20′ 10.2546 ″[2]
Видимая величина  (V)6.80[3]
Характеристики
Спектральный типG9 V[4]
U − B индекс цвета+0.43[4]
B − V индекс цвета+0.80[4]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)+21.3[5] км / с
Правильное движение (μ) РА: -161.59[2] мас /год
Декабрь: +264.67[2] мас /год
Параллакс (π)54.57 ± 0.34[2] мас
Расстояние59.8 ± 0.4 лы
(18.3 ± 0.1 ПК )
Абсолютная величина  (MV)6.30[6]
Подробности
Радиус0.85 ± 0.02[7] р☉
Яркость0.7[6] L☉
Температура5,224[6] K
Металличность [Fe / H]0.22[8] dex
Вращение16,4 ± 1,6 суток[7]
Скорость вращения (v грехя)4.0 ± 1.0[7] км / с
Возраст1.01 ± 0.13[9] Гыр
Прочие обозначения
Gl  260, CD -61° 1535, HD  53143, LTT  2715, SAO  249700, БЕДРО  33690.[10]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

HD 53143 это звезда в Карина созвездие, расположенный примерно в 59.8 световых лет (18.3 парсек ) от земной шар. С видимая визуальная величина из 6,80, эту звезду сложно увидеть невооруженным глазом даже под идеальные условия просмотра.

Используя технику гирохронология, который измеряет возраст маломассивной звезды на основе ее вращения, HD 53143 составляет около 1010 ± 130 миллионов лет Старый.[9] В зависимости от источника звездная классификация для этой звезды G9 V[4] или К1В,[6] поместив его рядом с границей между G-тип и Звезды главной последовательности K-типа. В любом случае он генерирует энергию через термоядерный синтез водорода в его ядре. Эта звезда меньше Солнца, около 85% Радиус Солнца.[7] Он выбрасывает только 70% Светимость Солнца. В эффективная температура внешней оболочки звезды холоднее Солнца и имеет температуру 5224 К, что придает ей золотисто-оранжевый оттенок.[6]

На основании избыток инфракрасного излучения, околозвездный диск мусора был найден в этой системе.[11] Этот диск наклонен под углом примерно 40–50 ° к лучу зрения с Земли, и его предполагаемая масса составляет более 7 × 1020 кг. (Для сравнения масса Луна составляет 7.3477 × 1022 кг.) Это одна из старейших известных дисковых систем обломков, и поэтому она может восполняться при столкновении более крупных тел. Наблюдаемый внутренний край диска находится на расстоянии 55Астрономические единицы (AU) от звезды-хозяина, в то время как она простирается на удвоенное расстояние, или 110 AU. Этот диск для мусора может выходить за пределы этого диапазона, поскольку измерения ограничены чувствительностью инструментов. Пыль кажется равномерно распределенной, без признаков комкования.[6]

Рекомендации

  1. ^ Границы созвездий, Центр астрономических исследований Донна в Страсбурге, получено 2007-07-24
  2. ^ а б c d е ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.), «Подтверждение нового сокращения Hipparcos», Астрономия и астрофизика, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007 A&A ... 474..653V, Дои:10.1051/0004-6361:20078357
  3. ^ Казинс, А. В. Дж. (1973), "UBV-фотометрия некоторых южных звезд", Ежемесячные заметки Астрономического общества юга Африки, 32: 11, Bibcode:1973МНССА..32 ... 11С
  4. ^ а б c d Torres, C.A.O .; и другие. (Декабрь 2006 г.), «Поиск ассоциаций, содержащих молодые звезды (SACY). I. Выборка и метод поиска», Астрономия и астрофизика, 460 (3): 695–708, arXiv:astro-ph / 0609258, Bibcode:2006A & A ... 460..695T, Дои:10.1051/0004-6361:20065602
  5. ^ Эванс, Д. С. (20–24 июня 1966 г.), «Пересмотр Общего каталога радиальных скоростей», в Алане Генри, Баттен; Слышал, Джон Фредерик (ред.), Определение радиальных скоростей и их применения, Труды симпозиума МАС № 30, 30, Университет Торонто: Международный астрономический союз, п. 57, Bibcode:1967IAUS ... 30 ... 57E
  6. ^ а б c d е ж Калас, Пол; и другие. (Январь 2006 г.), "Первые изображения дисков обломков в рассеянном свете вокруг HD 53143 и HD 139664", Астрофизический журнал, 637 (1): L57 – L60, arXiv:Astro-ph / 0601488, Bibcode:2006ApJ ... 637L..57K, Дои:10.1086/500305
  7. ^ а б c d Watson, C.A .; и другие. (Май 2011 г.), «О выравнивании дисков обломков и оси вращения их родительских звезд - последствиях несоосности спин-орбиты в экзопланетных системах», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма, 413 (1): L71 – L75, arXiv:1009.4132, Bibcode:2011МНРАС.413L..71W, Дои:10.1111 / j.1745-3933.2011.01036.x
  8. ^ Árnadóttir, A.S .; Фельтцинг, С.; Лундстрем, И. (октябрь 2010 г.), «Способность фотометрии Стремгрена в промежуточной полосе правильно идентифицировать карликовые, субгигантские и гигантские звезды и определять металличность и поверхностную гравитацию звезд», Астрономия и астрофизика, 521: A40, arXiv:1008.3848, Bibcode:2010A и A ... 521A..40A, Дои:10.1051/0004-6361/200913544
  9. ^ а б Барнс, Сидней А. (ноябрь 2007 г.), "Возраст для иллюстративных звезд поля с использованием гирохронологии: жизнеспособность, ограничения и ошибки", Астрофизический журнал, 669 (2): 1167–1189, arXiv:0704.3068, Bibcode:2007ApJ ... 669.1167B, Дои:10.1086/519295
  10. ^ "NLTT 17321 - Звезда высокого собственного движения", SIMBAD, Центр астрономии Донна в Страсбурге, получено 2007-07-24
  11. ^ Два новых пыльных планетных диска могут быть астрофизическими зеркалами нашего пояса Койпера, Новости Калифорнийского университета в Беркли, 19 января 2006 г., получено 2007-07-24