HD47366
|
Dane obserwacyjne Epoka J2000.0 Równonoc J2000.0 |
|
|---|---|
| Konstelacja | Wielki Pies |
| Rektascensja | 06 godz. 37 m 40,793 sek |
| Deklinacja | −12° 59′ 06,42″ |
| Pozorna wielkość (V) | 6.12 |
| Charakterystyka | |
| Typ widmowy | K1III: |
| Indeks koloru B-V | 0,977 |
| Astrometria | |
| Prędkość radialna (R v ) | 9,01 km/s |
| Ruch własny (μ) | RA: 10,239 mas / rok Grudzień: -125,836 mas / rok |
| Paralaksa (π) | 11,8263 ± 0,0636 mas |
| Dystans | 276 ± 1 ly (84,6 ± 0,5 szt .) |
| Wielkość bezwzględna (M V ) | 1.459 |
| Detale | |
| Masa | 1,81 ± 0,13 M ☉ |
| Promień | 7,30 ± 0,33 R ☉ |
| Jasność | 26,1 ± 1,8 l ☉ |
| Ciężar powierzchniowy (log g ) | 2,60 CG |
| Temperatura | 4772 tys |
| Metaliczność [Fe/H] | −0,16 dek |
| Obrót | < 86 ur |
| Prędkość obrotowa ( v sin i ) | 4,3 ± 0,8 km/s |
| Wiek | 1,61 ± 0,53 żyr |
| Inne oznaczenia | |
| Odniesienia do bazy danych | |
| SIMBAD | dane |
HD 47366 to oznaczenie w katalogu Henry'ego Drapera dla gwiazdy w południowym konstelacji Wielkiego Psa . Ma pozorną jasność wizualną 6,12, co stawia ją w pobliżu dolnej granicy gwiazd widocznych gołym okiem. Według skali Bortle'a można go oglądać z ciemnego wiejskiego nieba. Pomiary paralaksy wykonane przez sondę Gaia oszacowały odległość na 276 lat świetlnych (85 parseków ).
To jest olbrzym typu K z gwiazdową klasyfikacją K1III: − przyrostek dwukropka wskazuje na pewną niepewność w klasyfikacji jasności III. Analiza spektroskopowa gwiazdy została wykorzystana do określenia szacunkowej masy około 1,81 masy Słońca . Ma szacunkowy wiek 1,6 miliarda lat; wystarczająco stary w tej masie, by wyewoluować z ciągu głównego . Jako gigantyczna gwiazda, atmosfera rozszerzyła się do 7,3-krotności promienia Słońca i emituje 26-krotność jasności Słońca przy efektywna temperatura 4772 K. Przewidywana prędkość obrotowa gwiazdy wynosi 4,3 km / s, co wskazuje, że obraca się ona w okresie krótszym niż 86 dni.
W 2016 roku zespół astronomów poinformował o wykryciu pary gigantycznych planetarnych towarzyszy. Pomiary prędkości radialnej wykazały zaburzenia grawitacyjne gwiazdy powodowane przez krążące wokół niej obiekty. Najlepsze dopasowanie do wstępnych danych sugeruje dwie okresowości: jedną prawie dokładnie roczną, taką jak okresowość Ziemi, oraz drugą, trwającą około dwóch lat. Przewiduje się, że oba obiekty będą miały masy większe niż planeta Jowisz : ich minimalne masy wynoszą odpowiednio 1,8 i 1,9 masy Jowisza . Aż do nachylenia ich orbit jest znana, ich rzeczywiste masy nie mogą być dokładniej określone.
|
Towarzysz (w kolejności od gwiazdki) |
Masa |
Półoś wielka ( AU ) |
Okres orbitalny ( dni ) |
Ekscentryczność | Nachylenie | Promień |
|---|---|---|---|---|---|---|
| B | ≥ 1,75 +0,20 −0,17 MJ _ |
1,214 + 0,030-0,029 |
363,3 +2,5 -2,4 |
0,089 + 0,079-0,060 |
— | — |
| C | ≥ 1,86 +0,16 −0,15 MJ _ |
1,853 + 0,045-0,045 |
684,7 +5,0 -4,9 |
0,278 + 0,069-0,094 |
— | — |
Modelowanie orbit obu planet wykazało, że są one dynamicznie niestabilne w okresie życia swojej gwiazdy macierzystej, chyba że znajdują się w średnim rezonansie ruchu 2: 1 lub znajdują się na wzajemnie wstecznych orbitach. W 2019 roku JP Marshall i współpracownicy zaproponowali dopasowanie orbitalne z niższymi mimośrodami, które jest bardziej stabilne. Nowe dopasowanie jest bliższe średniemu rezonansowi ruchu 2:1. Ponieważ gwiazda macierzysta nadal ewoluuje do większego promienia, oczekuje się, że obie planety ulegną rozpadowi orbity z powodu sił pływowych i zostaną pochłonięte.
Linki zewnętrzne
- Nowakowski, Tomasz (21 stycznia 2016), „Dwie gigantyczne planety wykryte wokół wyewoluowanej gwiazdy o masie pośredniej” , Physorg.org .
