HD 113766 - HD 113766

HD 113766 A / B
HD 113766 околозвездный диск.jpg
Художественная концепция системы HD 113766, показывающая протопланетный диск вокруг HD 113766 A и его звезду-компаньона HD 113766 B.
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0[1]      Равноденствие J2000.0[1]
СозвездиеЦентавр[1]
Прямое восхождение13час 06м 35.83622s[2]
Склонение−46° 02′ 02.0178″[2]
Видимая величина  (V)7.56[1]
Характеристики
Спектральный типF3 / F5V[3]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)–0.6[4] км / с
Правильное движение (μ) РА: -34.09[2] мас /год
Декабрь: -17.90[2] мас /год
Параллакс (π)8.16 ± 1.01[2] мас
Расстояниеок. 400лы
(около 120ПК )
Абсолютная величина  (MV)2.99[4]
Подробности
Яркость4.4[3] L☉
Металличность [Fe / H]+0.01[4] dex
Возраст~16 × 106[3] годы
Прочие обозначения
CD −45° 8234, HD 113766, БЕДРО 63975, SAO 223904.[1]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

HD 113766 это двойная звездная система расположен 424 световых лет из земной шар[1] в направлении созвездие Центавр. Звездной системе примерно 10 миллионов лет, и обе звезды немного массивнее нашего Солнца. Они разделены углом 1,3.угловые секунды, что на расстоянии этой системы соответствует предполагаемое разделение не менее 170Австралия.[3]

Особенностью HD 113766 является наличие большого теплого пояса (~ 440 K ) пыль, окружающая звезду HD 113766 A.[3] Считается, что плотный пылевой пояс, более чем в 100 раз массивнее нашего собственного пояса астероидов, сжимается, образуя скалистая планета, который, когда сформируется, будет находиться в пределах земной поверхности звезды. жилая зона где жидкость воды может существовать на его поверхности. HD 113766 представляет собой наиболее хорошо изученную систему из растущего класса объектов, которая должна дать больше подсказок о том, как скалистые планеты, такие как земной шар сформирован.

HD 113766 A

Скалистый пояс

Пыльный материал в системе был проанализирован в 2007 году группой под руководством доктора Кэри Лиссе из Лаборатория прикладной физики Университета Джона Хопкинса в Лорел, доктор медицины, СОЕДИНЕННЫЕ ШТАТЫ АМЕРИКИ. Наблюдения проводились с помощью инфракрасный спектрометр на борту Космический телескоп Спитцера, и интерпретируется с использованием результатов НАСА Существенное воздействие и Звездная пыль миссии. Анализ атомно-минерального состава, температуры пыли и массы пыли показывает огромное количество теплого материала, похожего на богатый металлами S-тип. астероиды в узком поясе 1,8 ± 0,2 Австралия из 4.4L☉ HD 113766 А.[3] Группа обнаружила, по крайней мере, массу теплой пыли на Марсе в частицах размером 10 м или меньше, и, скорее всего, столько же, сколько и несколько масс земной пыли, если добавить к этому вклад вещества в телах радиусом до 1 км. которые в настоящее время считаются основными строительными блоками образования скалистых планет. Сравнение с современными теориями формирования планет предполагает, что диск находится на ранних стадиях формирования земных (каменистых) планет. Об этом также можно судить по присутствию металлов в скальном материале, составляющем диск. Если бы планеты уже сформировались, металлы с высокой плотностью должны были бы погрузиться в свои ядра во время расплавленной стадии формирования планет; процесс, известный как планетарная дифференциация.

Пояса обледенения

Хотя водяной газ не был связан с поясом теплой пыли, в системе были обнаружены две концентрации ледяного материала. Первый пояс находится между 4 и 9. Австралия, и находится в эквивалентном положении пояса астероидов Солнечной системы, в то время как второй пояс еще дальше от 30 до 80 Австралия, где будет находиться пояс Койпера Солнечной системы.[3] Этот материал может стать источником воды в будущем для каменистой планеты на 1,8. Австралия если и когда он завершит свое формирование.

Также может быть газовый гигант планеты в этой системе, уже сформированные (в первые 1-5 млн лет) до нынешней эры образования скалистых планет. Хотя на сегодняшний день ничего не обнаружено, по аналогии с Солнечной системой, их присутствие вполне вероятно, поскольку были обнаружены доказательства наличия аналогов пояса астероидов Солнечной системы, пояса Койпера и планет земной группы.

HD 113766 B

Звездная система была впервые идентифицирована как потенциально интересная Бакманом и др. с использованием наблюдений, сделанных инфракрасным астрономическим спутником (IRAS) в 1983 году.[5] Более поздние измерения в 2001 г., проведенные группой под руководством Мейера и др.[6] определили, что система на самом деле является тесной двойной, со второй звездой в системе, HD 113766 B, близнецом HD 113766 A, вращающимся примерно на 170 Австралия от звезды А, где формируется планета земного типа. HD 113766 B, расположенная на расстоянии более чем в 4 раза больше Плутона от нашего Солнца, почти не влияет на материал, вращающийся вокруг HD 113766 A.

Подобные звездные системы

Двоичные звездные системы встречаются чаще, чем одиночные звездные системы, подобные нашей. Расположение HD 113766, двойной звездной системы с протопланетным диском вокруг одной звезды, несколько похоже на расположение половины системы. HD 98800,[7] который, как сообщалось, имеет большое количество теплой массы пыли на эквивалентном расстоянии пояса астероидов Солнечной системы. В настоящее время неизвестно, почему обе эти звездные системы должны иметь такие конфигурации; то есть протопланетный диск вокруг части системы, в то время как у других звезд в системе он отсутствует.

Рекомендации

  1. ^ а б c d е «CCDM J13066-4602AB - двойная или множественная звезда». SIMBAD. Центр астрономии Донна в Страсбурге. Получено 2011-12-15.
  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. ^ а б c d е ж грамм Lisse, C.M .; и другие. (2008). «Околозвездная пыль, образованная земной планетой в HD 113766». Астрофизический журнал. 673 (2): 1106–1122. arXiv:0710.0839. Bibcode:2008ApJ ... 673.1106L. Дои:10.1086/523626.
  4. ^ а б c Nordström, B .; и другие. (Май 2004 г.), «Обзор окрестностей Солнца Женева-Копенгаген. Возраст, металличность и кинематические свойства ˜14 000 карликов F и G», Астрономия и астрофизика, 418: 989–1019, arXiv:astro-ph / 0405198, Bibcode:2004A&A ... 418..989N, Дои:10.1051/0004-6361:20035959
  5. ^ Backman, D .; и другие. (1993). «Звезды главной последовательности с околозвездным твердым веществом - феномен ВЕГА». Протозвезды и планеты III: 1253. Bibcode:1993prpl.conf.1253B.
  6. ^ Meyer, M. R .; и другие. (2001). "Пост T Tauri Binary HD 113766: открытие внутренней дисковой системы мусора?". Бюллетень Американского астрономического общества. 33: 1420. Bibcode:2001AAS ... 199.7608M.
  7. ^ Furlan, E .; и другие. (2007). «HD 98800: 10-летний переходный диск». В Астрофизический журнал. 664 (2): 1176–1184. arXiv:0705.0380. Bibcode:2007ApJ ... 664.1176F. Дои:10.1086/519301.

дальнейшее чтение