HD 53705
HD 53705/53706/53680 är ett stjärnsystem som ligger ca 54 ljusår bort i stjärnbilden Akterskeppet. Konstellationen består av fyra stjärnor i två dubbelstjärnor, vilket gör det till ett av de närmaste fyrdubbla stjärnsystemen.
| HD 53705 | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Akterskeppet |
| Rektascension | 07t 03m 57,317 s ± 11,59[1] |
| Deklination | -43° 36′ 28,94″ ± 2,46[1] |
| Skenbar magnitud () | +5,7033 ± 0,0320(v)[1] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | G0 V[2] |
| B–V | +0,624 ± 0,09[3] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +89,5[3] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -104,10 ± 0,91[1] mas/år Dek.: +389,07 ± 1,32[1] mas/år |
| Parallax () | 60,55 ± 1,04[1] |
| Avstånd | 53,9 ± 0,9 lå (16,5 ± 0,3 pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 0,98 ± 0,02[4] M☉ |
| Radie | 1,14 ± 0,03[4] R☉ |
| Luminositet | 1,34 ± 0,10[4] L☉ |
| Temperatur | 5 827 ± 44[3] K |
| Metallicitet | -0,21 ± 0,03 (Fe/H)[3] dex |
| Vinkelhastighet | 1,6 ± 0,5[3] km/s |
| Ålder | 8,56+1,44-1,72[4] miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| AKARI-IRC-V1, J0703572-433626, CCDM J07039-4336A, CD-43 2906, GJ 9223 A, GJ 264.1 A, HD 53705, HIC 34065, HIP 34065, HR 2667, 2MASS J07035734-4336289, NLTT 17382, PLX 1662, PPM 311421, SAO 218421, TD1 9073, TYC 7641-1530-1, uvby98 100053705 A, WDS J07040-4337A, Gaia DR2 5559265690666326016, Gaia EDR3 5559265690666326016, Gaia DR1 5559265686368291200 [5] | |
| HD 53706 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Akterskeppet |
| Rektascension | 07t 03m 58,911 s ± 110,53[1] |
| Deklination | -43° 36′ 40,56″ ± 79,27[1] |
| Skenbar magnitud () | +7,0459 ± 0,0908(v)[1] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | K0 V[2] |
| B–V | +0,779 ± 0,020 |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +89,0[3] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -113,80 ± 9,01[1] mas/år Dek.: +417,98 ± 12,58[1] mas/år |
| Parallax () | 47,99 ± 9,89[1] |
| Avstånd | 68,0 ± 14,6 lå (20,8 ± 4,5 pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 0,81 ± 0,03[4] M☉ |
| Radie | 0,79 ± 0,03[4] R☉ |
| Luminositet | 0,40 ± 0,15[4] L☉ |
| Temperatur | 5 245 ± 44[3] K |
| Metallicitet | -0,28 ± 0,03 (Fe/H)[3] dex |
| Vinkelhastighet | 0,3 ± 0,5[3] km/s |
| Ålder | 11,7+3,3-9,6[3] miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| AKARI-IRC-V1, J0703588-433637, CCDM J07039-4336B, CD-43 2907, GJ 264.1 B, GJ 9223 B, HD 53706, HIC 34069, HIP 34069, HR 2668, 2MASS J07035890-4336411, NLTT 17383, PPM 311423, SAO 218423, TYC 7641-2180-1, uvby98 100053706, WDS J07040-4337B, Gaia DR2 5559265690666327168, Gaia EDR3 5559265690666327168, Gaia DR1 5559265686368291456 [6] | |
| HD 53680 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Akterskeppet |
| Rektascension | 07t 03m 58,911 s ± 110,53[1] |
| Deklination | -43° 33′ 40,82″ ± 8,53[1] |
| Skenbar magnitud () | +8,8041 ± 0,0017(v) |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | K5 V/M(MS) |
| B–V | +1,180 ± 0,012 |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +89,065 ± 0,05[2] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -75,64 ± 0,97[1] mas/år Dek.: +393,50 ± 1,46[1] mas/år |
| Parallax () | 58,2 ± 0,8[1] |
| Avstånd | 56,0 ± 0,8 lå (17,2 ± 02 pc) |
| Absolut magnitud () | +7,81 ± 0,03[7] |
| Detaljer | |
| Massa | 0,79 ± 0,02/0,22 ± 0,02[2] M☉ |
| Radie | 0,64 ± 0,05[7] R☉ |
| Temperatur | 4 460 ± 100[7] K |
| Metallicitet | -0,29 ± 0,08 (Fe/H)[2] dex |
| Vinkelhastighet | 2,08 ± 0,31[2] km/s |
| Ålder | 0,7 – 9,4[2] miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| CCDM J07039-4336C, CD-43 2904, CPD-43 1184, GJ 264, GSC 07641-00558, HD 53680, HIC 34052, HIP 34052, 2MASS J07035022-4333410, NLTT 17380, PLX 1660, PPM 311415, SAO 218418, TYC 7641-558-1, WDS J07040-4337C, Gaia DR2 5559266893257154176, Gaia EDR3 5559266893257154176 [8] | |
Identifiering av komponenter
redigeraHD 53705 upptäcktes vara en dubbelstjärna mycket tidigt på grund av ljusstyrkan hos de två komponenterna. Den tidigaste observationen i Washington Double Star Catalog (WDS) dateras till 1826 och gjordes av James Dunlop, vid en positionsvinkel på 119° och en separation på 21,5 bågsekunder för följeslagaren.[9] De två stjärnorna har rört sig mycket lite i förhållande till varandra sedan dess, med den senaste mätningen från 1999 som anger en positionsvinkel på 126° och en separation på 20,9 bågsekunder. Detta är, relaterat till systemets närliggande läge, en separation sett vinkelrätt mot siktlinjen på ca 480 AE,[10] så stjärnornas omloppstid är någonstans i storleksordningen årtusenden.
Förbindelsen med HD 53680 till den närmare dubbelstjärnan observerades senare genom den första mätningen i WDS daterad till 1900.[9] Vid en positionsvinkel på 337° och en separation på 185,7 bågsekunder ligger HD 53680 på motsatt sida av HD 53705 jämfört med B, och är ungefär nio gånger mer avlägsen. Denna separation resulterar i en fysisk separation vinkelrätt mot siktlinjen på 4390 AE,[10] vilket är atypiskt avlägset för en följeslagare men ändå tillräckligt nära för att vara starkt gravitationellt bunden.
Medan alla tre komponenterna har gemensam egenrörelse, har HD 53680:s egenrörelse mätt med Hipparcos en betydande avvikelse från de andra två komponenternas egenrörelser. En ledtråd till orsaken till detta är att HD 53680:s Tycho-2-egenrörelse skiljer sig från Hipparcosvärdena, vilket tyder på att stjärnan störs av en nära följeslagare.[11] En anpassning av Hipparcos astrometriska data fann en svagt avgränsad anpassning med en period på 1 500 dygn, en lutning på 180° (en face) och en halv storaxel på 30,6 mas.[12] Anpassningen är svagt avgränsad eftersom Hipparcos observationer inte sträcker sig över följeslagarens fulla bana, men anpassningen justerar HD 53680:s egenrörelse för att överensstämma med egenrörelsen hos HD 53705/53706.
Den låga lutningen hos HD 53680 B:s omloppsbana minskar amplituden för den radiella hastighetsvariation som den orsakar på HD 53680 A. I detta fall reducerade effekten följeslagarens minsta massa till den bruna dvärg som härleddes från observationer med CORALIE-spektrografen.[10] Den spektroskopiska banan ger upphov till mycket starkare begränsning jämfört med den astrometrienda banan.
Egenskaper
redigeraHD 53705, med spektralklass G0 V, är en stjärna i huvudserien, som är något varmare, större och ljusare än vår sol. Samtidigt är HD 53706 och HD 53680 A båda stjärnor i huvudserien av spektralklass K0 V respektive K5 V. Båda dessa är betydligt svalare, mindre och svagare än solen.
De tre stjärnorna med observerade spektra i systemet har liknande metallicitetsvärden: [Fe/H] = -0,21 ± 0,03 och -0,28 ± 0,03 för HD 53705 och B,[3] och [Fe/H] = -0,29 ± 0,08 för HD 53680 A.[2] Medelvärdet, -0,26 ± 0,04, resulterar i ett järnöverskott på 55 ± 5 procent av solens, ett värde som är typiskt för fältstjärnor.
Stjärnornas kinematik, med stor egenrörelse och radiell hastighet, tyder på att systemet ingår i den tjocka skivan,[10][12] populationen av stjärnor som utgör de flesta av de äldre medlemmarna i Vintergatans spiralarmar. Med en ovanlig hastighet på 75,7 km/s har systemets bana runt galaxen en excentricitet på 0,31 och tar systemet upp till 151 parsec bort från det galaktiska planet - återigen ett tecken på ett system i tjocka skivan.[10]
Planetsökning
redigeraHD 53705 var ett av de 37 målen för den första RV-baserade planetsökningen på södra halvklotet, ESO:s CES-undersökning.[13] Denna undersökning upptäckte ingen följeslagare med joviansk massa ut till några AE. En utvidgning av denna undersökning till HARPS-spektrografen ger ytterligare begränsningar, vilket tyder på att det inte finns några följeslagare med jupitermassa ut till ca 5 AE.[14]
Referenser
redigera- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, HD 219659, 2 juni 2022.
Noter
redigera- ^ [a b c d e f g h i j k l m n o p q] van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
- ^ [a b c d e f g h] Sahlmann, J.; et al. (2010). "Search for brown-dwarf companions of stars". Astronomy & Astrophysics. 525: A95. arXiv:1009.5991. Bibcode:2011A&A...525A..95S. doi:10.1051/0004-6361/201015427. S2CID 119276951.
- ^ [a b c d e f g h i j k] Valenti, J. A.; Fischer, D. A. (2005). "Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs". The Astrophysical Journal Supplement Series. 159 (1): 141–166. Bibcode:2005ApJS..159..141V. doi:10.1086/430500.
- ^ [a b c d e f g] Takeda, Genya; et al. (2007). "Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. II. Physical Properties of ~1000 Cool Stars from the SPOCS Catalog". The Astrophysical Journal Supplement Series. 168 (2): 297–318. arXiv:astro-ph/0607235. Bibcode:2007ApJS..168..297T. doi:10.1086/509763. S2CID 18775378.
- ^ Gliese 264.1 A (unistra.fr)Hämtad 2022-06-18.
- ^ Gliese 264.1 B (unistra.fr)Hämtad 2022-06-18.
- ^ [a b c] Houdebine, E. R. (September 2011). "Observation and modelling of main-sequence star chromospheres - XVI. Rotation of dK5 stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 407 (3): 1657–1673. Bibcode:2011MNRAS.416.2233H. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19199.x.
- ^ Gliese 264 (unistra.fr) Hämtad 2022-06-18.
- ^ [a b] "VizieR".
- ^ [a b c d e] Allen, C.; et al. (2000). "Wide binaries among high-velocity and metal-poor stars". Astronomy and Astrophysics. 356: 529. Bibcode:2000A&A...356..529A.
- ^ Makarov, V. V.; et al. (2005). "Statistical Constraints for Astrometric Binaries with Nonlinear Motion" (PDF). The Astronomical Journal. 129 (5): 2420–2427. Bibcode:2005AJ....129.2420M. doi:10.1086/429590. Archived from the original on September 24, 2017.
- ^ [a b] Makarov, V. V.; et al. (2008). "Common Proper Motion Companions to Nearby Stars: Ages and Evolution". The Astrophysical Journal. 687 (1): 566–578. arXiv:0808.3414. Bibcode:2008ApJ...687..566M. doi:10.1086/591638. S2CID 17811620.
- ^ Endl, M.; et al. (2002). "The planet search program at the ESO Coudé Echelle spectrometer. III. The complete Long Camera survey results". Astronomy & Astrophysics. 392 (2): 671–690. arXiv:astro-ph/0207512. Bibcode:2002A&A...392..671E. doi:10.1051/0004-6361:20020937. S2CID 17393347.
- ^ Zechmeister, M.; et al. (2013). "The planet search programme at the ESO CES and HARPS. IV. The search for Jupiter analogues around solar-like stars". Astronomy & Astrophysics. 552: A78. arXiv:1211.7263. Bibcode:2012yCat..35520078Z. doi:10.1051/0004-6361/201116551. S2CID 53694238.