Зета Дорадус - Википедия - Zeta Doradus

Zeta Doradus AB
Схема, показывающая положение звезд и границы созвездия Ориона и его окрестностей
Cercle rouge 100% .svg
А карта звездного неба созвездия Дораду, показывающее положение Зета Дорадус (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0Равноденствие J2000.0
СозвездиеДорадо
ζ Дор А
Прямое восхождение05час 05м 30.657s ± 1.67[1]
Склонение−57° 28′ 21.74″ ± 1.67[1]
Видимая величина (V)4.8191 ± 0.007[1]
ζ Дор B
Прямое восхождение05час 05м 47.374s ± 8.71[1]
Склонение−57° 33′ 13.80″ ± 8.00[1]
Видимая величина (V)9.0206 ± 0.017[1]
Характеристики
ζ Дор А
Спектральный типF7V
B − V индекс цвета0.526 ± 0.011
ζ Дор B
Спектральный типK7V
B − V индекс цвета1.386 ± 0.012
Астрометрия
ζ Дор А
Радиальная скорость (Рv)−2,0 ± 0,9 км / с
Правильное движение (μ) РА: −30.97 ± 0.19[1] мас /год
Декабрь: 117.22 ± 0.19[1] мас /год
Параллакс (π)85.87 ± 0.18[1] мас
Расстояние37.98 ± 0.08 лы
(11.65 ± 0.02 ПК )
Абсолютная величина  (MV)4.38[2]
ζ Дор B
Правильное движение (μ) РА: −31.19 ± 0.91[1] мас /год
Декабрь: 118.48 ± 0.99[1] мас /год
Параллакс (π)85.77 ± 0.89[1] мас
Расстояние38.0 ± 0.4 лы
(11.7 ± 0.1 ПК )
Подробности
Зета Дор А
Масса1.07[3] M☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.38[2] cgs
Температура6158[2] K
Металличность [Fe / H]−0.21 ± 0.07[4] dex
Скорость вращения (v грехя)15.4 ± 0.8[2] км / с
Возраст0.58 [5] Гыр
ζ Дор B
Масса0.53[3] M☉
Температура4750 ± 340[6] K
Прочие обозначения
ζ Дор А: CPD −57° 735, FK5  189, ГДж  189, HD  33262, БЕДРО  23693, HR  1674, SAO  233822
ζ Дор B: ГДж  1075, БЕДРО  23708
Ссылки на базы данных
SIMBADζ Дор А
ζ Дор B

Зета Дорадус (ζ Дор) - молодая звездная система, расположенная примерно на 38 световых лет прочь. Система состоит из двух широко разделенных звезд, при этом основная яркость достаточно яркая, чтобы ее можно было наблюдать невооруженным глазом, а вторая - гораздо более тусклая звезда, для наблюдения которой требуется телескопическое оборудование.

Составные части

Дзета Дорадус A - яркая звезда с высоким собственным движением и спектральным классом F7V, что означает, что она главная последовательность звезда горячее и ярче Солнца. Имея видимую величину 4,82, это примерно восьмая по яркости звезда в созвездии Дорадо.

Хотя известно, что Зета Дорадус B - ближайшая звезда, по крайней мере, с Каталог ближайших звезд Gliese, связь, что это общее собственное движение компаньон Зета Дорадус А стал намного позже благодаря Спутник Hipparcos данные. Две звезды образуют широкую двойную систему с физическим разделением между компонентами примерно 0,018 парсек.[3] (0,06 светового года), что составляет примерно 3700 а.е. Это сопоставимо с разделением 15000 а.е. между Альфа Центавра Группа Проксима Центавра.

Оба компонента системы проявляют значительную активность: журнал R 'HK звезд - -4,373 и -4,575,[7] соответственно, тогда как звезда «тиха», когда у нее есть Log R 'HK из <-4,8. Это указывает на то, что система молода; действительно, оценочный возраст Зета Дорадуса А составляет всего 0,58 миллиарда лет,[5] примерно восьмая часть солнечного века.

Для молодой звезды нет ничего необычного в том, чтобы диск мусора; Дзета Дорадус А не является исключением, поскольку было обнаружено, что у него есть избыток инфракрасного излучения, указывающий на диск из небольших тел, подобных кометам, повторно излучающих поглощенный свет с более красной длиной волны. Для Зета Дорадуса А светимость пылевого диска составляет 6,0 x 10−6 раз больше солнечной светимости[4] и температуре 91 ± 12 Кельвина,[8] что указывает на то, что он лежит на расстоянии нескольких АС.

Поиски планет

Звезды раннего спектрального класса (> F8) часто игнорируются поисками планет на основе лучевых скоростей (RV) из-за проблем с точностью: их высокая температура уменьшает глубину их спектральных линий, и они, как правило, являются быстрыми вращателями, что расширяет их спектральный диапазон. линий. Тем не менее, иногда все еще возможно достичь уровней точности, позволяющих обнаруживать планеты в звездах AF-типа, поэтому Зета Дорадус A был включен в выборку звезд раннего типа, наблюдаемых с помощью HARPS.[9] Было обнаружено, что звезда является RV-стабильной до 17 м / с с внутренней неопределенностью 3 м / с, что указывает на то, что у звезды нет близких по массе спутников, но не исключает наличия субъюпитерианской массы. планеты.

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм час я j k л ван Леувен, Ф. (2007). «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.
  2. ^ а б c d Ammler-von Eiff, M .; и другие. (2012). «Новые измерения вращения и дифференциального вращения в звездах A-F: существуют ли две популяции дифференциально вращающихся звезд?». Астрономия и астрофизика. 542: A116. arXiv:1204.2459. Bibcode:2012A и A ... 542A.116A. Дои:10.1051/0004-6361/201118724.
  3. ^ а б c Shaya, Ed J .; Оллинг, Роб П. (январь 2011 г.), «Очень широкие двойные системы и другие сопутствующие звездные спутники: байесовский анализ каталога Hipparcos», Приложение к астрофизическому журналу, 192 (1): 2, arXiv:1007.0425, Bibcode:2011ApJS..192 .... 2S, Дои:10.1088/0067-0049/192/1/2
  4. ^ а б Bryden, G .; и другие. (2006). "Частота появления обломков вокруг звезд солнечного типа: первые результаты исследования Spitzer MIPS". Астрофизический журнал. 636 (2): 1098–1113. arXiv:astro-ph / 0509199. Bibcode:2006ApJ ... 636.1098B. Дои:10.1086/498093.
  5. ^ а б Мальдонадо, Дж .; и другие. (Май 2012 г.). «Металличность звезд солнечного типа с дисками обломков и планетами». Астрономия и астрофизика. 541: A40. arXiv:1202.5884. Bibcode:2012A & A ... 541A..40M. Дои:10.1051/0004-6361/201218800.
  6. ^ Bailer-Jones, C.A.L .; и другие. (2011). «Байесовский вывод параметров звезд и межзвездного поглощения с использованием параллаксов и многополосной фотометрии». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 411 (1): 435–452. arXiv:1009.2766. Bibcode:2011МНРАС.411..435Б. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.17699.x.
  7. ^ Gray, R.O .; и другие. (2006). «Вклад в проект по ближайшим звездам (NStars): Спектроскопия звезд до M0 в пределах 40 пк - Южная выборка». Астрономический журнал. 132 (1): 161–170. arXiv:Astro-ph / 0603770. Bibcode:2006AJ .... 132..161G. Дои:10.1086/504637.
  8. ^ Додсон-Робинсон, Сара Э .; и другие. (2011). "Исследование с помощью инфракрасного спектрографа Спитцера дисков обломков вокруг звезд-хозяев планет". Астрономический журнал. 141 (1): 11. arXiv:1010.3292. Bibcode:2011AJ .... 141 ... 11D. Дои:10.1088/0004-6256/141/1/11.
  9. ^ Лагранж, А. -М .; и другие. (2009). «Внесолнечные планеты и коричневые карлики вокруг звезд типа A-F. VI. Высокоточный RV-обзор карликов ранних типов с помощью HARPS». Астрономия и астрофизика. 495 (1): 335–352. arXiv:0809.4636. Bibcode:2009A&A ... 495..335L. Дои:10.1051/0004-6361:200810105.


внешняя ссылка