WDJ0914+1914 | |
---|---|
Tähti | |
WDJ0914+1914 ja taiteilijan näkemä Neptunus-tyyppinen planeetta | |
Havaintotiedot ( Epoch J2000.0 ) |
|
Tyyppi | valkoinen kääpiö |
oikea ylösnousemus | 09 h 14 min 5,30 s [1] |
deklinaatio | +19° 14′ 12,25″ [1] |
Etäisyys | 2038 St. vuotta (625 kpl ) [2] |
tähdistö | Ravut |
Astrometria | |
Radiaalinen nopeus ( Rv ) | −47 [2] km/s |
Oikea liike | |
• oikea ylösnousemus | −1,221 ± 1,267 [1] mas vuodessa |
• deklinaatio | −11.594 ± 1.220 [1] mas vuodessa |
Spektriominaisuudet | |
Spektriluokka | D.A. [3] |
vaihtelua | kataklysminen |
fyysiset ominaisuudet | |
Paino | 0,56 ± 0,03 [2] M ⊙ |
Säde | 0,015 [2 ] R⊙ |
Ikä | 13,3 ± 0,5 [2 ] Ma |
Lämpötila | 27 743 ± 310 [2] K |
Koodit luetteloissa | |
SDSS J091405.30+191412.2, Gaia DR2 635879254021761024 | |
Tietoa tietokannoista | |
SIMBAD | tiedot |
Tietoja Wikidatasta ? |
WDJ0914+1914 on tähti syövän tähdistössä. Sijaitsee etäisyydellä 2038 St. vuosia auringosta. Tämä on ensimmäinen löydetty yksittäinen valkoinen kääpiö , jonka ympärillä kiertää jättiläinen planeetta . Todisteen jättiläisplaneetan olemassaolosta sai joukko tähtitieteilijöitä Isosta-Britanniasta, Chilestä ja Saksasta [4] .
Alun perin järjestelmää pidettiin kataklysmisenä muuttujana , joka perustui Sloan Digital Sky Surveyn (SDSS) [1] [2] [5] puitteissa saatuihin tietoihin spektrin heikosta H-alfa- säteilystä . Yksityiskohtaisen spektrin tutkimuksen jälkeen havaittiin happi- (OI) ja rikkilinjojen ([S2]) läsnäolo. Sitten myöhemmissä spektroskooppisissa havainnoissa European Southern Observatoryn Very Large Telescope -kaukoputkella spektreistä löydettiin lisäviivoja [2] .
Valkoisten kääpiöiden ympärillä olevat pöly- ja kaasumaiset jäännöskiekot tunnettiin aiemmin, mutta niiden spektrejä hallitsivat kalsium (CaII) -viivat, eikä yksikään kiekoista osoittanut emissiota H-alfa-viivassa. Kaikki aiemmin tunnetut levyt ovat peräisin kivisistä planeettakappaleista. WDJ0914+1914:n ympärillä olevan levyn koko mitattiin emissioviiva- Doppler -analyysillä. Valkoisen kääpiön ympärillä oleva kiekko on liian suuri (~1-10 auringon sädettä ), jotta se muodostuisi pienestä pienestä pienestä planeettasta, joka on tuhoutunut Rochen säteen sisällä . Tutkijat sulkivat pois myös mahdollisuuden, että ainetta kertyisi seuratähteestä tai ruskeasta kääpiöstä . Levyn tiheyden arvio on noin 10 −11,3 g/cm 3 [2] .
Hyväksyttävin selitys on valkoisen kääpiön lähellä kiertävän jättiläisplaneetan haihtuminen. Kuuman valkoisen kääpiön voimakas ultraviolettisäteily haihduttaa planeetan ilmakehää. Planeetta sijaitsee luultavasti noin 15 auringon säteen etäisyydellä valkoisesta kääpiöstä ja pyörii sen ympärillä 10 päivän ajanjaksolla. Kerääntyneen aineen koostumus on samanlainen kuin aurinkokunnan jääjättiläisten syvillä kerroksilla. Tutkijat päättelivät, että WDJ0914+1914:n ympärillä olevan planeetan pitäisi menettää noin 0,04 Neptunuksen massaa, joten akretoitumisprosessin ei pitäisi vaikuttaa suuresti planeetan rakenteeseen [2] [4] [6] . Kasvunopeudeksi on arvioitu 3,3 × 10 9 grammaa sekunnissa, mikä on yksi suurimmista arvoista kaikista tunnetuista valkoisista kääpiöistä, joilla on vetyatmosfääri ja joille kertyminen tapahtuu kiekosta [2] .
Valkoisen kääpiön lämpötilaksi on arvioitu 27 743 ± 310 K, joka on pinnan vapaan pudotuksen kiihtyvyyden logaritmi [2] .
Syövän tähtikuvion tähdet | |
---|---|
Bayer | |
Flamsteed |
|
Muuttujat | |
planeettajärjestelmät _ |
|
Muut | |
Luettelo Syövän tähdistössä olevista tähdistä |