Каппа Форначис - Kappa Fornacis

Каппа Форначис
Fornax IAU.svg
Cercle rouge 100% .svg
А карта звездного неба созвездия Форнакса, показывающее положение κ.
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0Равноденствие J2000.0
СозвездиеFornax
κ Для A
Прямое восхождение02час 22м 32.55s ± 7.12[1]
Склонение−23° 48′ 58.78″ ± 5.10[1]
Видимая величина (V)5.3187 ± 0.0005 (общая система)[1]
κ Для Баба
Прямое восхождение
Склонение
Видимая величина (V)10.21 ± 0.04 (подсистема всего)[2]
Характеристики
κ Для A
Спектральный типG1V-IV[примечание 1]
B − V индекс цвета0.608 ± 0.017 (общая система)[1]
Каппа Форначис Баб
Спектральный тип~ M0V / ~ M0V[3]
Астрометрия
κ Для A
Радиальная скорость (Рv)16.67 ± 0.06[2] км / с
Правильное движение (μ) РА: 196.4 ± 0.8[4][5] мас /год
Декабрь: -60.1 ± 1.7[4][5] мас /год
Параллакс (π)45.53 ± 0.82[1] мас
Расстояние72 ± 1 лы
(22.0 ± 0.4 ПК )
Абсолютная величина  (MV)3.610 ± 0.039[заметка 2]
κ Для Баба
Абсолютная величина  (MV)8.50 (подсистема всего)[заметка 2]
Орбита[2]
Начальныйκ Для A
Компаньонκ 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°
Периастр эпоха (Т)1988.89 ± 0.17
Аргумент периастра (ω)
(вторичный)		266.3 ± 1.0°
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		5,23 ± 0,13 км / с
Орбита[2]
Начальныйκ Для Ba
Компаньонκ Для Bb
Период (П)ок. 3.666 дней
Эксцентриситет (е)0 (предполагается)
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		ок. 83 км / с
Полуамплитуда (K2)
(вторичный)		ок. 83 км / с
Подробности
κ Для A
Масса1.20 ± 0.05[2] M☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)3.99 ± 0.15[6] cgs
Температура5853 ± 49[6] K
Металличность [Fe / H]-0.06 ± 0.05[6] dex
Возраст5.7 ± 0.6[7] Гыр
κ Для Баба
Масса1.05 ± 0.18 (подсистема всего)[2][8]M☉
ок. 0.53 ± 0.09 / 0.53 ± 0.09 [9] M☉
Прочие обозначения
CD −24° 1038, ГДж  97, HD  14802, БЕДРО  11072, HR  695, SAO  167736
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Каппа Форначис (κ Для) это звездная система что лежит примерно 72 световых лет прочь. Система состоит из несколько развитой первичной обмотки, вращающейся вокруг массивной, «темной» вторичной обмотки, которая на самом деле является близкой красный карлик двоичный, образуя иерархическую тройную систему.

Множественность

Каппа Форначис оказалась на 0,23 угловой секунды к северу от рентгеновский снимок и Радио источник в 1995 году, расстояние настолько близко, что, скорее всего, связано со звездой.[10] Хотя это означало бы, что звезда активна и, следовательно, молода, частное общение показало, что Каппа Форначис был спектроскопическая двойная система, оставляя возможность, что звезда-компаньон была источником избыточного излучения.

В Hipparcos миссия обнаружила большое ускорение 19,4 мсек / год в правильное движение Каппы Форначис, предполагая, что наблюдалась часть орбиты. Объединение этого с другими данными о собственном движении, охватывающими примерно полвека, указывает на периодическое изменение в 26,5 ± 2 года, подтверждая, что звезда является астрометрической двойной системой.[5][11] Амплитуда изменения показала сумму масс 2,3 ± 0,1.M☉; с первичной обмоткой примерно 1,2M☉, было очевидно, что две компоненты должны иметь примерно равные массы. Однако, поскольку свет или спектр спутника не наблюдались, было ясно, что он слабее, чем звезда главной последовательности. Это интерпретировалось как компаньон, являющийся белый Гном.

Очевидно, не подозревая об указании двойственности, Каппа Форначис был включен в несколько радиальная скорость поиски планет, которые начались в конце века. Была очевидна долгопериодическая изменчивость; линейный тренд -1,73 ± 0,02 м / с / сут. CCPS,[12] в то время как более длинный временной ряд ESO -CES обзор, нелинейность в тренде была очевидна, и была представлена ​​предварительная орбита, значительно короче астрометрической.[13] Abt et al. В 2006 году это было дополнено новыми историческими данными, чтобы найти более точную орбиту, опять же короче астрометрической.[14] Совсем недавно продолжение обзора ESO-CES на HARPS спектрограф показывает, что орбитальный период спутника несколько длиннее, что больше соответствует астрометрическому периоду.[15]

Каппа Fornacis B была впервые решена независимо Lafrenière et al. (2007) и Токовинин и Кантарутти (2008),[16][17] обе находят разделение примерно на 0,5 угловой секунды, что соответствует астрометрической орбите. Разница в яркости между двумя компонентами подтвердила, что вторичная обмотка слишком тусклая для своей массы; Последняя статья приписывает это тому, что это массивный белый карлик или близкая двойная M-карлик, но не может различить эти две возможности. С тех пор спутник решался несколько раз, что позволило сделать предварительную визуальную орбиту к 2012 году.[18]

Токовинин (2013) объединил спектроскопические и визуальные данные о системе, чтобы найти наиболее точное определение орбиты двойной на данный момент.[2] В то время как фотометрические цвета вторичного компонента согласуются с ранним M-карликом (~ 0,48M☉), он лежит выше главная последовательность, что означает, что его светимость слишком велика для одиночной звезды. Это означает, что вторичная звезда на самом деле должна быть двумя близкими звездами схожего спектрального класса, которые сами вращаются вокруг более массивной главной звезды. Две слабые линии поглощения были обнаружены слабо в Hα линия, меняющаяся примерно на 80 км / с в течение нескольких дней; это согласуется с двумя M-карликами, вращающимися друг вокруг друга, подтверждая, что вторичная система является тесной двойной системой. Подсистема состоит из двух примерно равных по массе красных карликов, вращающихся вокруг друг друга с интервалом ~ 3,7 дня. Двойные системы с такими близкими орбитами обычно поддерживают высокий уровень активности в течение своей жизни из-за того, что их периоды вращения синхронизированы с их орбитальным периодом, поэтому компоненты вторичной обмотки являются источником избыточной энергии в системе.

Характеристики

Положение Каппы Форначиса А и совмещенного света Баба на Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.
Шахматная плитка xg.svg
Шахматная плитка xg.svg

С точки зрения объекта на небесной сфере, Каппа Форнакс - звезда пятой величины, которая находится недалеко от границы между северной границей Форнакса и Cetus. При величине 5,2 это примерно седьмая по яркости звезда в созвездии.

Цвета Каппы Форначис А и температура указывают, что он имеет спектральный класс G1 V, что означает, что он составляет около 100 кельвины горячее, чем солнце. На Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (слева) звезда лежит несколько выше главной последовательности, что указывает на то, что она находится в процессе эволюции между карликом и субгигант сцена; это подтверждается его поверхностной силой тяжести, меньшей, 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, значение, которое было бы типичным для позднего F-карлика (~ F7V), когда он находился на главной последовательности.[3] Различные методы оценки возраста звезды в целом согласны с тем, что возраст Каппы Форнакис A от 5 до 6 миллиардов лет, что делает ее, возможно, на 1 миллиард лет старше Солнца. Этот возраст соответствует обоим самым старшим представителям тонкий диск и самые молодые члены толстый диск, хотя по кинематике система попадает в категорию прежних (UVW = -19,5, -16,2, -9,6 км / с)[2] и его металличность, близкая к солнечной.

Оба компонента Kappa Fornacis B являются ранними М-карликами. Если предположить, что они идентичны, их масса примерно в два раза меньше массы Солнца. Поскольку они находятся на такой короткопериодической орбите, приливные эффекты будут поддерживать высокий уровень активности на обеих звездах (по аналогии с CM Draconis ), что означает, что они, вероятно, испытают вспышки и изменение вращения (Автор Draconis изменчивость).

Примечания

  1. ^ Хотя звезда обозначается как G1V, даже с поправкой на вторичную звезду она слишком яркая для карлика: на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (см. Изображение) звезда находится примерно на полпути между полосой карлика и субгиганта. Журнал g звезды указывает на то, что это субгигант, и солнечная металличность исключает охлаждение, поэтому она должна развиваться.
  2. ^ а б Соответствующий расчет абсолютной величины: , куда это видимая величина и расстояние в парсеках.

Рекомендации

  1. ^ а б c d е 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. S2CID  18759600.
  2. ^ а б c d е ж грамм час Токовинин, Андрей (2013). «Каппа Форначи, тройная звезда радио». Астрономический журнал. 145 (3): 76. arXiv:1301.1352. Bibcode:2013AJ .... 145 ... 76 т. Дои:10.1088/0004-6256/145/3/76. S2CID  119297030.
  3. ^ а б Последовательность современного среднего цвета звезды и эффективных температур (Teff) # для карликовых звезд O9V-Y0V, Э. Мамайек, 2011 г., сайт
  4. ^ а б Гончаров, Г. А .; и другие. (2001). «Собственные движения фундаментальных звезд. I. 1535 звезд из Basic FK5». Астрономия и астрофизика. 365 (2): 222–227. Bibcode:2001A & A ... 365..222G. Дои:10.1051/0004-6361:20000010.
  5. ^ а б c Гончаров, Г. А .; и другие. (2000). «Новые астрометрические двойные системы среди звезд HIPPARCOS». Астрономия и астрофизика. 355: 1164. Bibcode:2000A и A ... 355.1164G.
  6. ^ а б c 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. S2CID  46328823.
  7. ^ Holmberg, J .; и другие. (2009). «Обзор Солнечной окрестности Женева-Копенгаген. III. Улучшенные расстояния, возраст и кинематика». Астрономия и астрофизика. 501 (3): 941–947. arXiv:0811.3982. Bibcode:2009A & A ... 501..941H. Дои:10.1051/0004-6361/200811191. S2CID  118577511.
  8. ^ 2.24 ± 0.13 M☉ (Общая масса системы) - 1,20 ± 0,05M☉ (Масса первичного)
  9. ^ 1.05 ± 0.18 M☉ (Общая масса подсистемы) ÷ 2 (При равных массах компонентов)
  10. ^ Guedel, M .; и другие. (1995). «Микроволновое излучение ярких рентгеновских звезд, подобных Солнцу: главная последовательность FG и далее». Астрономия и астрофизика. 302: 775. Bibcode:1995 A&A ... 302..775G.
  11. ^ Гончаров, Г. А .; и другие. (2002). "Астрометрические орбиты из прямого сочетания наземных каталогов с каталогом Hipparcos". Письма об астрономии. 28 (4): 261–271. Bibcode:2002AstL ... 28..261G. Дои:10.1134/1.1467262. S2CID  121692881.
  12. ^ Нидевер, Дэвид Л .; и другие. (2002). «Радиальные скорости для 889 звезд позднего типа». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 141 (2): 503–522. arXiv:astro-ph / 0112477. Bibcode:2002ApJS..141..503N. Дои:10.1086/340570. S2CID  51814894.
  13. ^ Endl, M .; и другие. (2002). «Программа поиска планет на спектрометре ESO Coudé Echelle. III. Полные результаты съемки с длинной камеры». Астрономия и астрофизика. 392 (2): 671–690. arXiv:Astro-ph / 0207512. Bibcode:2002A & A ... 392..671E. Дои:10.1051/0004-6361:20020937. S2CID  17393347.
  14. ^ Abt, Helmut A .; Уиллмарт, Дэрил (2006). "Вторичные части первичных звезд солнечного типа. I. Радиальные скорости". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 162 (1): 207–226. Bibcode:2006ApJS..162..207A. Дои:10.1086/498095.
  15. ^ а б Zechmeister, M .; и другие. (2013). «Программа поиска планет на ESO CES и HARPS. IV. Поиск аналогов Юпитера вокруг звезд солнечного типа». Астрономия и астрофизика. 552: A78. arXiv:1211.7263. Bibcode:2012yCat..35520078Z. Дои:10.1051/0004-6361/201116551. S2CID  53694238.
  16. ^ Лафреньер, Давид; и другие. (2007). "Обзор глубинных планет Близнецов". Астрофизический журнал. 670 (2): 1367–1390. arXiv:0705.4290. Bibcode:2007ApJ ... 670.1367L. Дои:10.1086/522826. S2CID  17295212.
  17. ^ Токовинин, А .; Кантарутти, Р. (2008). "Первая спекл-интерферометрия на телескопе SOAR с ПЗС-матрицей электронного умножения". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 120 (864): 170–177. Bibcode:2008PASP..120..170T. Дои:10.1086/528809.
  18. ^ Харткопф, Вильгельм I; и другие. (2012). «Спекл-интерферометрия в SOAR в 2010 и 2011 годах: измерения, орбиты и прямолинейные аппроксимации». Астрономический журнал. 143 (2): 42. Bibcode:2012AJ .... 143 ... 42H. Дои:10.1088/0004-6256/143/2/42.
  19. ^ 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. S2CID  119476992.