GD 356
GD 356 är en ensam stjärna i den södra delen av stjärnbilden Draken. Den har en skenbar magnitud av ca 15,06[1] och kräver ett större teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 545,4 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 65 ljusår (ca 21 parsek) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca 25 km/s.
| GD 356 | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Draken |
| Rektascension | 16t 40m 57,16s[1] |
| Deklination | +53° 41′ 09,6″[1] |
| Skenbar magnitud () | +15,06[1] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | DC7[1] |
| U–B | -0,52[1] |
| B–V | +0,33[1] |
| Variabeltyp | 0,2 över 115 minuter |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +25 km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -0,125[2] mas/år Dek.: -0,200[2] mas/år |
| Parallax () | 545,4 ± 3,5[1] |
| Avstånd | 65[3] lå (21,1 pc) |
| Absolut magnitud () | 13,43 |
| Detaljer | |
| Massa | 0,67 M☉ |
| Temperatur | 7 510[2] K |
| Ålder | ca 2,1 miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| Gliese 1205, LP 137-43, EGGR 329, GJ 1205, LSPM J1640+5341, 2MASS J16405716+5341095, NLTT 43402, PG 1639+538, SDSS J164057.08+534108.2, SDSS J164057.08+534108.3, SDSS J164057.07+534108.3, USNO-B1.0 1436-00253406, uvby98 610060356, WD 1639+53, WD 1639+537, Gaia EDR3 1425909733315616000, Gaia DR2 1425909733315616000 [4] | |
Egenskaper redigera
GD 356 är en vit dvärg av spektralklass Dae,[5] vilket betyder att den har en sval heliumrik atmosfär. Den har en massa som är ca 0,67 solmassa och en effektiv temperatur av ca 7 500 K.
GD 356 uppvisar emissionslinjer som visar Zeemaneffekten i väte Balmer-spektrumet.[5] Den tillhör en klass av högmagnetfälts vita dvärgar (HFMWD), men den är unik genom att de delade linjerna är rena emissionslinjer utan absorption. Emissionsområdet verkar bero på ett uppvärmt övre lager i fotosfären där magnetfältet är likformigt inom 10 procents marginal.[5] De magnetiskt delade emissionslinjerna, Hα och Hβ, är cirkulärt polariserade.[6] En förklaring är att det orsakas av en stor elektrisk ström som flyter mellan stjärnans poler och en starkt ledande planet.[3] Andra förklaringar som att det beror på Bondi-Hoyle-ackretion eller på grund av en korona utesluts av bristen på radio- och röntgenemissioner.
Hα-linjedelning är 44,5 nm. I liknande vita dvärgar förväntas en absorptionslinje ses istället, så det betyder att emissionen har tillräcklig energi för att överväldiga eventuell absorption.[7] Emissionen upptäcktes ursprungligen av Jesse L. Greenstein.[7]
Spektrumet varierar inte över perioder av timmar eller dygn. Detta tyder på att rotationsaxeln måste matcha den magnetiska dipolaxeln. Effekten som utstrålas av emissionsledningarna är 1 027 erg/s. Det totala ljuset från den vita dvärgen varierar med 0,2 procent jämt under en period av 117 minuter.[5] Förklaringar till variationen är en mörk fläck som roterar med stjärnan. Denna kan vara nära rotationspolen då den ses nästan från sidan eller vid på ekvatorn med polaxeln pekande ungefär mot jorden.[8]
Referenser redigera
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, GD 356, 24 januari 2022..
Noter redigera
- ^ [a b c d e f g h i] "SIMBAD Query Result: GD 356". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 13 June 2012.
- ^ [a b c] "ARI Data Base for Nearby Stars". ARICNS. Centre of Astronomy, Heidelberg University.
- ^ [a b] Muir, Hazel (1 August 1998). "The Earth could be in for an electrifying time". New Scientist (2145): 7.
- ^ GD 356 (unistra.fr). Hämtad 2022-08-13.
- ^ [a b c d] Wickramasinghe, Dayal T.; Farihi, Jay; Tout, Christopher A.; Ferrario, Lilia; Stancliffe, Richard J. (9 February 2010). "Does GD356 have a Terrestrial Planetary Companion?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 404 (4): 1984–1991. arXiv:1002.1761. Bibcode:2010MNRAS.404.1984W. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16417.x. S2CID 119255099.
- ^ Ferrario, Lilia; Wickramasinghe, Dayal T.; Liebert, James; Schmidt, Gary D.; Bieging, John H. (1997). "The Magnetic Field and Emission-Line Spectrum of the Remarkable White Dwarf GD 356". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 289 (1): 105–116. Bibcode:1997MNRAS.289..105F. doi:10.1093/mnras/289.1.105.
- ^ [a b] Greenstein, Jesse L.; James K. McCarthy (15 February 1985). "Emission lines in the magnetic white dwarf GD 356". Astrophysical Journal, Part 1. 289: 732–747. Bibcode:1985ApJ...289..732G. doi:10.1086/162937. ISSN 0004-637X.
- ^ Brinkworth, C. S.; M. R. Burleigh; G. A. Wynn; T. R. Marsh (2004). "Photometric variability of the unique magnetic white dwarf GD 356". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 384 (3): L33–L37. arXiv:astro-ph/0312311. Bibcode:2004MNRAS.348L..33B. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07538.x. S2CID 15677179.