V439 Andromeda

V439 Andromeda ( lat.  V439 Andromedae ), HD 166 on monitähti Andromedan tähdistössä noin 44,9 valovuoden (noin 13,8 parsekin ) etäisyydellä Auringosta . Tähden iäksi on määritetty noin 1,7 miljardia vuotta [11] .

Ominaisuudet

Ensimmäinen komponentti ( CCDM J00065+2900A ) on oranssi kääpiö , pyörivä BY Draco (BY) muuttuva tähti spektrityyppiä K0Ve [12] [13] [14] [15] . Tähden näennäinen magnitudi on +6,17 m - +6,13 m [12] . Massa - noin 0,98 aurinkoa , säde - noin 0,87 aurinkoa , valoisuus - noin 0,651 aurinkoa . Tehollinen lämpötila  on noin 5552 K [1] .

Toinen komponentti ( TYC 1735-937-1 ) on oranssi tähti, jonka spektriluokka on K. Tähden näennäinen magnitudi on +8,9 m [16] . Säde on noin 5,82 aurinkoa, valoisuus on noin 16,153 aurinkoa. Tehollinen lämpötila on noin 4797 K [1] . Poistettu 158,6 kaarisekuntia [16] .

Kolmas komponentti ( UCAC3 238-739 ). Tähden näennäinen magnitudi on +10 m [16] . Poistettu 153,2 kaarisekuntia [16] .

Neljäs komponentti ( UCAC3 238-738 ). Tähden näennäinen magnitudi on +10,5 m [16] . Poistettu kolmannesta komponentista 3,3 kaarisekuntia [16] .

Viides komponentti ( WDS J00066+2901E ). Tähden näennäinen magnitudi on +17,2 m [17] . Poistettu 10,2 kaarisekuntia [17] .

Planeettajärjestelmä

Vuonna 2019 tutkijat, jotka analysoivat HIPPARCOS- ja Gaia -projektien tietoja, löysivät planeetan tähden ympäriltä [18] .

Havainnot

Taivaalla tähti on 2,1 kaariminuutin päässä Alferatzin tähdestä . Nämä tähdet eivät kuitenkaan ole gravitaatiosidonnaisia: Hipparcos -matkan aikana saatujen parallaksimittausten perusteella tiedetään, että tähti on noin 44,94 ly:n päässä  . vuotta ( 13,78  kpl ) [19] , kun taas Alferatzin poistaa 97  St. vuotta ( 29,7  kpl ) [20] , eli kaksi kertaa niin pitkälle, ts. HD 166 on etualalla oleva tähti.

Tähti havaitaan pohjoispuolella 61 ° S. sh., eli melkein koko asutulla maapallolla , Etelämannerta lukuun ottamatta . Paras havaintoaika on syyskuu [21] .

Star Properties

HD 166 :n spektrityyppi on K0Ve [12] [22] , mikä tarkoittaa, että se on hieman pienempi ( 0,9172  [23] ) ja himmeämpi kuin aurinkomme  ( 0,6078 [23] ), mikä osoittaa myös, että vety tähden ytimessä toimii ydin "polttoaine", mikä tarkoittaa, että tähti on pääsarjassa . On myös syytä kiinnittää huomiota jälkiliitteeseen "e", joka osoittaa säteilyviivojen esiintymisen spektrissä. Tähti säteilee energiaa ulkoilmakehästään tehollisessa lämpötilassa noin 5509 K  [ 24] , mikä antaa sille K-tyypin tähden oranssin sävyn .

Jotta maapallomme kaltainen planeetta saisi suunnilleen saman määrän energiaa kuin se saa Auringosta, se olisi sijoitettava 0,77  AU:n etäisyydelle. (eli melkein Venuksen kiertoradalle ). Lisäksi sellaiselta etäisyydeltä HD 166 näyttäisi 46 % suuremmalta kuin aurinkomme , kuten näemme sen maasta katsottuna - 0,73° (Aurinkomme kulmahalkaisija on  0,5°) [25] .

Tähden pintapaino on 4,49  CGS [24] tai 309 m/s 2 eli hieman enemmän kuin auringon ( 274,0 m/s 2 ). Planeettaa kantavilla tähdillä on yleensä enemmän metallisuutta kuin Auringolla, mutta HD 166:lla on täsmälleen sama metallisuus kuin Auringon : sen rautapitoisuus suhteessa vetyyn on 100 % Auringosta. Tämä tähti pyörii päiväntasaajan nopeudella 4,1  km/s [26] (eli nopeudella, joka on lähes kaksinkertainen Auringon nopeudella), ja tämän tähden täydellinen kierros kestää noin 11,7 päivää. HD 166:n ikä on 78 ± 28 Ma [24] , mikä tarkoittaa, että se on vielä hyvin nuori ja on vasta tulossa pääsarjaan. Totta, ikäarviot vaihtelevat 78 miljoonasta vuodesta riippuen sen kromosfääriaktiivisuudesta [24] 9,6 miljardiin vuoteen verrattuna teoreettisiin evoluution jälkiin [23] . Koska tähti on kuitenkin Hercules–Lyra- yhdistyksen jäsen [26] , 78 miljoonan vuoden ikä näyttää silti paljon todennäköisemmältä.

Tällä tähdellä havaittiin olevan röntgensäteily , jonka arvioitu kirkkaus oli 8,5⋅10 28  erg /s [27] . Ylimääräistä infrapunasäteilyä on havaittu myös tähden HD 166 lähellä, mikä todennäköisimmin viittaa 7,5  AU :n säteellä olevan ympyränmuotoisen kiekon olemassaoloon. (eli suunnilleen Jupiterin ja Saturnuksen ortiittien välissä ). Tämän pölyn lämpötila on 90  K [28] . Ja kun otetaan huomioon tähden ikä, voimme sanoa, että planeettajärjestelmä lähellä tähteä on juuri muodostumassa.

Tähtien vaihtelu

Havaittiin, että HD 166:n fotometrisen vaihtelun jaksollisuus osuu suunnilleen suuruusluokkaan sen pyörimisjakson kanssa ja on 6,23  päivää [26] . Itse kirkkaus muuttuu alle 1 %: 6,09 metristä 6,14 metriin [29] . Tämän ansiosta tähti voidaan luokitella BY Draconis -muuttujaksi , jossa kirkkausvaihtelut johtuvat suurista tähtitäplistä pinnalla ja itse tähden kromosfääriaktiivisuudesta.

Tähden optinen moninkertaisuus

HD 166:n kaksinaisuus löydettiin V. Ya. Struvessa vuonna 1853 (AB). Kolmannen tähden (A-CD) löysi F. W. Argelanderin johtama saksalaisten tiedemiesten ryhmä vuonna 1865 . Ja lopuksi S. Burnham salli muutaman CD:n avaamalla neljännen tähden vuonna 1907 . Washington Catalog of Visual Binaries -julkaisun mukaan näiden komponenttien parametrit on annettu taulukossa [30] :

Tähdellä ei kuitenkaan näytä olevan satelliitteja. Aikoinaan uskottiin, että sillä on kolme heikkoa tähtikumppania 162,7, 150, 3,3 kaarisekunnin etäisyydellä, mutta niiden liikkeen mittaukset osoittavat, että ne liikkuvat erittäin nopeasti, ja todennäköisesti visuaalisilla satelliiteilla ei ole gravitaatioyhteyttä HD 166:n kanssa. eli tähdet ovat yksinkertaisesti näköetäisyydellä. Tähden oma liike on 422  mas / vuosi 114,1°:n suunnassa pohjoisesta etelään [25] . Tähden säteittäinen heliosentrinen nopeus on -8  km/s , mikä tarkoittaa, että tähti lähestyy aurinkoa [21] .

Tähden välitön ympäristö

Seuraavat tähtijärjestelmät ovat 20 valovuoden sisällä [31] HD 166 -järjestelmästä (vain lähin tähti, kirkkain (<6,5 m ) ja merkittävät tähdet ovat mukana). Niiden spektrityypit on esitetty näiden luokkien värien taustalla (nämä värit on otettu spektrityyppien nimistä eivätkä vastaa havaittuja tähtien värejä):

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Gaia Data Release 2  (englanniksi) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
2. ↑ J.-L. Halbwachs, pormestari M. , Udry S. Aurinkotyyppisten tähtien moninaisuus. IV. CORAVEL-radiaaliset nopeudet ja lähellä olevien K-kääpiöiden spektroskooppiset radat  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2018. - Voi. 619.—s. 81–81. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201833377 - arXiv:1808.04605
3. ↑ J. Lopez-Santiago, Montes D. , I. Crespo-Chacon, MJ Fernandez-Figueroa Lähimmät nuoret liikkuvat ryhmät  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2006. - Voi. 643, Iss. 2. - P. 1160-1165. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/503183 - arXiv:astro-ph/0601573
4. ↑ Muuttuvien tähtien yleinen luettelo
5. ↑ NN Samus', Kazarovets E. V., Durlevich O. V., Kireeva N. N., Pastukhova E. N. Muuttuvien tähtien yleinen luettelo: Versio GCVS 5.1  // Astronomy Reports / D. Bisikalo - MAIK Nauka / Interperiodica , Springer Science+Business1 7 - Vol. 61, Iss. 1. - s. 80-88. — ISSN 1063-7729 ; 1562-6881 ; 0004-6299 - doi:10.1134/S1063772917010085
6. ↑ 1 2 Aguilera-Gómez C., Ramírez I., Chanamé J. Myöhäisten F-tähtien litiumin runsausmallit: litiumaavikon syvällinen analyysi  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2018. - Voi. 614.—s. 55–55. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201732209 - arXiv:1803.05922
7. ↑ Chavero C., de la Reza, R., Ghezzi L., Llorente de Andrés, F., Pereira C. B., Giuppone C., Pinzón G. Emerging trends in metalcity and litium properties of debris disc  stars // Mon. Ei. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 2019. - Vol. 487, Iss. 3. - P. 3162-3177. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/STZ1496 - arXiv:1905.12066
8. ↑ Ramírez I., Fish J. R., Lambert D. L., Prieto C. A. Litiumin määrä lähistöllä olevissa FGK-kääpiö- ja jättiläistähteissä: sisäinen tuho, galaktinen kemiallinen evoluutio ja eksoplaneetat  (englanniksi) // Astrophys. J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2012. - Voi. 756, Iss. 1. - s. 46. - ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1088/0004-637X/756/1/46 - arXiv:1207.0499
9. ↑ Ramírez I., Prieto C. A., Lambert D. L. Hapen runsaus läheisissä FGK-tähdissä ja paikallisen kiekon ja halon galaktinen kemiallinen kehitys  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2013. - Voi. 764, Iss. 1. - s. 78. - ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1088/0004-637X/764/1/78 - arXiv:1301.1582
10. ↑ Onnea R. E. Paikallisen alueen runsaus. II. F, G ja K kääpiöt ja alajättiläiset  (englanniksi) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Voi. 153, Iss. 1. - s. 21–21. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 - arXiv:1611.02897
11. ↑ Liu F., Yong D., Asplund M., Wang H. S., Spina L., Acuña L., Meléndez J., Ramírez I. Planeettoja isännöivien tähtien yksityiskohtaiset kemialliset koostumukset - I. Mahdollisten planeettojen  allekirjoitusten tutkiminen ) // ma Ei. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 2020. - Vol. 495, Iss. 4. - P. 3961-3973. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/STAA1420 - arXiv:2005.09846
12. ↑ 1 2 3 V439 ja arkistoitu 27. tammikuuta 2021 Wayback Machinessa , tietokantamerkintä, yhdistetty yleinen muuttuvien tähtien luettelo (GCVS5.1, 2017 painos), NN Samus, OV Durlevich et al., CDS ID II/250 arkistoitu alkuperäisestä 23.12.2012. Käytetty verkossa 20.01.2021.
13. ↑ Cannon AJ, Pickering EC VizieR Online Data Catalog: Henry Draper Catalog and Extension, julkaistu Ann. Harvard Obs. 91-100 (1918-1925)  (englanniksi) // Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College - 1918. - Voi. 91-100.
14. ↑ Roeser S., Bastian U. PPM (Positions and Proper Motions) North Star Catalog - 1988. - Vol. 74. - S. 449.
15. ↑ Esa The Hipparcos and Tycho Catalogs (osa 1-17) - 1997. - Vol. -1. - S. 0.
16. ↑ 1 2 3 4 5 6 Dommanget J. , Nys O. Kaksois- ja monitähtien komponenttien luettelo // Catalog des Composantes d'Étoiles Doubles et Multiples, Première Edition - 1994. - T. 115. - S. 1.
17. ↑ 1 2 Washingtonin Visual Binaries -luettelo
18. ↑ Kervella P. , Arenou F. , Mignard F., Thévenin F. Läheisten tähtien tähti- ja alikumppanit Gaia DR2:sta. Binariteetti oikean liikkeen anomaliasta  (englanniksi) // Astron. Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2019. - Voi. 623.—s. 72–72. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201834371 - arXiv:1811.08902
19. ↑ Ruskea, AGA; et ai. Gaia Data Release 2: Yhteenveto sisällöstä ja tutkimuksen ominaisuuksista  // Astronomy & Astrophysics  : Journal  . - 2018. - Vol. 616 . - doi : 10.1051/0004-6361/201833051 . — . Gaia DR2 -tietue tälle lähteelle Arkistoitu 9. syyskuuta 2021 Wayback Machinessa VizieR : ssä
20. ↑ F.; Van Leeuwen. Uuden Hipparcos-reduktion validointi  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - EDP Sciences , 2007. - Voi. 474 , no. 2 . - s. 653 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078357 . - . - arXiv : 0708.1752 .
21. ↑ 12 HR 8 . Kirkkaiden tähtien luettelo . Haettu 26. helmikuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 27. helmikuuta 2019. (Venäjän kieli)
22. ↑ Lopez-Santiago, J.; Montes, D.; Crespo-Chacón, I.; Fernández-Figueroa, MJ Lähimmät nuoret liikkuvat ryhmät  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Voi. 643 , no. 2 . - s. 1160 . - .
23. ↑ 1 2 3 Boyajian , Tabetha S.; von Braun, Kaspar; van Belle, Gerard & Farrington, Chris (= heinäkuu 2013 ), Tähtien halkaisijat ja lämpötilat. III. Pääsarjan A-, F-, G- ja K-tähdet: Muita erittäin tarkkoja mittauksia ja empiirisiä suhteita , The Astrophysical Journal T. 771 (1): 40 , DOI 10.1088/0004-637X/771/1/40   
24. ↑ 1 2 3 4 Rich, Evan A.; Wisniewski, John P.; McElwain, Michael W.; Hashimoto, kesäkuu; Kudo, Tomoyuki; Kusakabe, Nobuhiko; Okamoto, Yoshiko K.; Abe, Lu; Akiyama, Eiji; Brandner, Wolfgang; Brandt, Timothy D.; Cargile, Phillip; Carson, Joseph C.; Currie, Thayne M.; Egner, Sebastian; Feldt, Markus; Fukagawa, Misato; Goto, Miwa; Grady, Carol A.; Guyon, Olivier; Hayano, Yutaka; Hayashi, Masahiko; Hayashi, Saeko S.; Hebb, Leslie; Hełminiak, Krzysztof G.; Henning, Thomas; Hodapp, Klaus W.; Ishii, Miki; Iye, Masanori; Janson, Markus. FGK-tähtien perusparametrit SEEDS-tutkimuksessa Norman, OK 73071, USA  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . — Oxford University Press , 2017. — Voi. 472 , no. 2 . - s. 1736 . - .
25. ↑ 1 2 Bonner Durchmusterung +28°4704  (englanniksi) . Internet Stellar -tietokanta . Arkistoitu alkuperäisestä 26. helmikuuta 2019.
26. ↑ 1 2 3 Gaidos et al. Lähistöllä olevien nuorten aurinkoanalogien spektroskopia ja fotometria  (englanniksi)  // The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2000. - Voi. 120 , ei. 2 . - s. 1006-1013 . - doi : 10.1086/301488 . - .
27. ↑ Micela , G.; Favata, F. & Sciortino, S. ( lokakuu 1997 ), Röntgenvalittujen tähtien HIPPARCOS-etäisyydet: vaikutukset niiden luonteeseen tähtipopulaatioina, Astronomy and Astrophysics , osa 326: 221–227   
28. ↑ Eiroa, C.; Marshall, JP; Mora, A.; Montesinos, B.; Absil, O.; Augereau, J. Ch.; Bayo, A.; Bryden, G.; Danchi, W.; del Burgo, C.; Ertel, S.; Fridlund, M.; Heras, A.M.; Krivov, A.V.; Launhardt, R.; Liseau, R.; Löhne, T.; Maldonado, J.; Pilbratt, G. L.; Roberge, A.; Rodmann, J.; Sanz-Forcada, J.; Solano, E.; Stapelfeldt, K.; Thebault, P.; Wolf, S.; Ardila, D.; Arevalo, M.; Beichmann, C.; Faramaz, V.; González-Garcia, BM; Gutierrez, R.; Lebreton, J.; Martinez-Arnáiz, R.; Meeus, G.; Montes, D.; Olofsson, G.; Su, KYL; Valkoinen, GJ; Barrado, D.; Fukagawa, M.; Grün, E.; Camp, I.; Lorente, R.; Morbidelli, A.; Müller, S.; Mutschke, H.; Nakagawa, T.; Ribas, I.; Walker, H. D. Ust lähellä olevia tähtiä. Tutkimuksen havainnointitulokset  (englanniksi)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. — EDP Sciences . — Voi. 555 . -P.A11 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201321050 . - . - arXiv : 1305.0155 .
29. ↑ NSV 33  . GAISH . Arkistoitu alkuperäisestä 27. helmikuuta 2019.
30. ↑ NSV  00033 . Alcyone Bright Star -luettelo . Haettu 26. helmikuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 27. helmikuuta 2019.
31. ↑ Tähdet 20 valovuoden säteellä Bonner Durchmusterungista +28°4704:  (englanniksi) . Internet Stellar -tietokanta .

Linkit

• Kuva HD  166