Каппа Форначис ( κ For ) - звездная система, которая находится на расстоянии примерно 72 световых года от нас. Система состоит из несколько эволюционировавшего первичного звена, на орбите которого находится массивная «темная» вторичная система, которая на самом деле представляет собой тесную двойную систему красных карликов , составляющую иерархическую тройную систему.
Карта звездного неба в созвездии Форнакса, показывающая положение κ. | |
Данные наблюдений Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 | |
---|---|
Созвездие | Fornax |
κ Для A | |
Прямое восхождение | 02 ч 22 м 32,55 с ± 7,12 [1] |
Склонение | −23 ° 48 ′ 58,78 ″ ± 5,10 [1] |
Видимая звездная величина (V) | 5,3187 ± 0,0005 (по системе) [1] |
κ Для Баба | |
Прямое восхождение | |
Склонение | |
Видимая звездная величина (V) | 10,21 ± 0,04 (подсистема всего) [2] |
Характеристики | |
κ Для A | |
Спектральный тип | G1V-IV [примечание 1] |
Индекс цвета B − V | 0,608 ± 0,017 (по системе) [1] |
Каппа Форначис Баб | |
Спектральный тип | ~ M0V / ~ M0V [3] |
Астрометрия | |
κ Для A | |
Радиальная скорость (R v ) | 16,67 ± 0,06 [2] км / с |
Собственное движение (μ) | RA: 196,4 ± 0,8 [4] [5] мсек / год Декабрь: -60,1 ± 1,7 [4] [5] мсек / год |
Параллакс (π) | 45,53 ± 0,82 [1] мас. |
Расстояние | 72 ± 1 св. Лет (22,0 ± 0,4 шт. ) |
Абсолютная звездная величина (M V ) | 3,610 ± 0,039 [примечание 2] |
κ Для Баба | |
Абсолютная звездная величина (M V ) | 8,50 (подсистема всего) [примечание 2] |
Орбита [2] | |
Начальный | κ Для A |
Компаньон | κ Для Баба |
Период (P) | 25,81 ± 0,15 года |
Большая полуось (а) | 0,521 ± 0,004 ″ |
Эксцентриситет (e) | 0,339 ± 0,013 |
Наклон (i) | 50,4 ± 0,5 ° |
Долгота узла (Ω) | 139,8 ± 1,4 ° |
Эпоха периастра (T) | 1988,89 ± 0,17 |
Аргумент периастра (ω) (вторичный) | 266,3 ± 1,0 ° |
Полуамплитуда (K 1 ) (первичная) | 5,23 ± 0,13 км / с |
Орбита [2] | |
Начальный | κ Для Ba |
Компаньон | κ Для Bb |
Период (P) | ок. 3.666 дней |
Эксцентриситет (e) | 0 (предполагается) |
Полуамплитуда (K 1 ) (первичная) | ок. 83 км / с |
Полуамплитудный (K 2 ) (вторичный) | ок. 83 км / с |
Подробности | |
κ Для A | |
Масса | 1,20 ± 0,05 [2] M ☉ |
Поверхностная сила тяжести (log g ) | 3,99 ± 0,15 [6] сГс |
Температура | 5853 ± 49 [6] К |
Металличность [Fe / H] | -0.06 ± 0.05 [6] dex |
Возраст | 5,7 ± 0,6 [7] млрд лет |
κ Для Баба | |
Масса | 1,05 ± 0,18 (подсистема всего) [2] [8] M ☉ прибл. 0,53 ± 0,09 / 0,53 ± 0,09 [9] M ☉ |
Прочие обозначения | |
CD −24 ° 1038 , GJ 97, HD 14802, HIP 11072, HR 695, SAO 167736 | |
Ссылки на базы данных | |
SIMBAD | данные |
Множественность
Каппа Форначис находилась на расстоянии 0,23 угловой секунды к северу от источника рентгеновских лучей и радио в 1995 году, расстояние настолько близко, что, скорее всего, связано со звездой. [10] Хотя это означало бы, что звезда активна и, следовательно, молодая, частное сообщение показало, что Каппа Форначис была спектрально-двойной , что оставляет возможность того, что звезда-компаньон была источником избыточного излучения.
Миссия Hipparcos обнаружила большое ускорение на 19,4 мс / год в собственном движении Kappa Fornacis, что позволяет предположить, что часть орбиты наблюдалась. Объединение этого с другими данными о собственном движении, охватывающими примерно полвека, показало периодическое изменение в 26,5 ± 2 года, подтверждая, что звезда является астрометрической двойной системой. [5] [11] Амплитуда изменения указывают на массовую сумму 2,3 ± 0,1 M ☉ ; при первичной обмотке приблизительно 1,2 M M было очевидно, что два компонента должны иметь приблизительно равные массы. Однако, поскольку свет или спектр спутника не наблюдались, было ясно, что он слабее, чем звезда главной последовательности. Это было интерпретировано как компаньон, являющийся белым карликом .
Очевидно, не подозревая об указании двойственности, Каппа Форначис был включен в несколько поисков планет на основе лучевых скоростей, которые начались в конце века. Была очевидна долгопериодическая изменчивость; линейный тренд -1,73 ± 0,02 м / с / д был найдено CCPS , [12] в то время как более длительное время серия ESO -CES обследование, нелинейность в тенденции была очевидна , и была представлена предварительная орбита, значительно короче астрометрической. [13] Abt et al. 2006 г. расширил это, добавив новые исторические данные, чтобы найти более точную орбиту, опять же короче астрометрической. [14] Совсем недавно продолжение обзора ESO-CES на спектрографе HARPS показало, 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] обнаружили разделение около 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 разрешался 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 вторичных согласуются с ранними М-карликовые (\ 0,48 М ☉ ), она лежит выше главной последовательности , а это означает , что его светимость слишком высока , чтобы быть одной звездой. 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 слабо обнаружены в линии Hα , изменяющиеся примерно на 80 км / с в течение нескольких дней; это согласуется с двумя М-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
Что касается объекта на небесной сфере, Каппа Форнакс - звезда пятой величины, которая находится недалеко от границы между северной границей Форнакса и Кита . При величине 5,2 это примерно седьмая по яркости звезда в созвездии.
Цвета и температура каппы Fornacis A указывают на ее спектральный класс G1 V, что означает, что она примерно на 100 кельвинов горячее Солнца . На диаграмме Герцшпрунга-Рассела (слева) звезда находится несколько выше главной последовательности, что указывает на то, что она находится в процессе эволюции между стадией карлика и субгиганта ; 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 как самым старым членам тонкого диска, так и самым молодым членам толстого диска , хотя система попадает в первую популяцию на основе ее кинематики (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 вдвое 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 ( изменчивость BY Draconis ).
Заметки
- ^ 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.
- ^ a b Соответствующий расчет абсолютной величины:, где это видимая величина и расстояние в парсеках.
Рекомендации
- ↑ a b c d e van Leeuwen, F. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos» . Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A & A ... 474..653V . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . S2CID 18759600 .
- ^ Б с д е е г ч Токовинин, Андрей (2013). «Каппа Форначи, тройная звезда радио» . Астрономический журнал . 145 (3): 76. arXiv : 1301.1352 . Bibcode : 2013AJ .... 145 ... 76T . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 145/3/76 . S2CID 119297030 .
- ^ a b Последовательность современного среднего цвета и эффективных температур (Teff) # для карликовых звезд O9V-Y0V , Э. Мамаджек, 2011 г., веб-сайт
- ^ 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20000010 .
- ^ а б в Гончаров Г.А.; и другие. (2000). «Новые астрометрические двойные системы среди звезд HIPPARCOS». Астрономия и астрофизика . 355 : 1164. Bibcode : 2000A & A ... 355.1164G .
- ^ а б в 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201218800 . S2CID 46328823 .
- ^ 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 . Бибкод : 2009A & A ... 501..941H . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200811191 . S2CID 118577511 .
- ^ 2,24 ± 0,13 М ☉ (Общая система масса) - 1,20 ± 0,05 М ☉ (Масса первичного)
- ^ 1,05 ± 0,18 M ☉ (Общая масса подсистемы) ÷ 2 (При равных массах компонентов)
- ^ Guedel, M .; и другие. (1995). «Микроволновое излучение ярких рентгеновских звезд солнечного типа: главная последовательность FG и за ее пределами». Астрономия и астрофизика . 302 : 775. Bibcode : 1995A & A ... 302..775G .
- ^ 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 . DOI : 10.1134 / 1.1467262 . S2CID 121692881 .
- ^ Нидевер, Дэвид Л .; и другие. (2002). «Лучевые скорости для 889 звезд позднего типа». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 141 (2): 503–522. arXiv : astro-ph / 0112477 . Bibcode : 2002ApJS..141..503N . DOI : 10.1086 / 340570 . S2CID 51814894 .
- ^ 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20020937 . S2CID 17393347 .
- ^ 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 . DOI : 10.1086 / 498095 .
- ^ 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201116551 . S2CID 53694238 .
- ^ Лафреньер, Давид; и другие. (2007). "Обзор Близнецов Deep Planet Survey" . Астрофизический журнал . 670 (2): 1367–1390. arXiv : 0705.4290 . Bibcode : 2007ApJ ... 670.1367L . DOI : 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. Bibcode : 2008PASP..120..170T . DOI : 10.1086 / 528809 .
- ^ 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 . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 143/2/42 .
- ^ Серый, RO; 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 . DOI : 10.1086 / 504637 . S2CID 119476992 .