Kappa Fornacis

Kappa Fornacis

Położenie κ Fornacis (zakreślone)
Dane obserwacyjne Epoka J2000.0 Równonoc J2000.0
Konstelacja	Fornaks
κ Dla A
Rektascensja	02 godz. 22 m 32,60343 sek
Deklinacja	−23° 48′ 00,4878″
Pozorna wielkość (V)	5,3187 ± 0,0005 (całkowity system)
κ Dla Bab
Deklinacja
rektascensji
Pozorna wielkość (V)	10,21 ± 0,04 (podsystem ogółem)
Charakterystyka
κ Dla A
Typ widmowy	G1V-IV
Indeks koloru B-V	0,608 ± 0,017 (całkowity system)
Kappa Fornacis Bab
Typ widmowy	~M0V / ~M0V
Astrometria
κ Dla A
Prędkość radialna (R v )	16,67 ± 0,06 km/s
Ruch własny (μ)	RA: 150,725 mas / rok grudzień: 5,364 mas / rok
Paralaksa (π)	44,0905 ± 0,2799 mas
Dystans	74,0 ± 0,5 ly (22,7 ± 0,1 szt .)
Wielkość bezwzględna (M V )	3,610 ± 0,039
κ Dla Bab
Wielkość bezwzględna (M V )	8,50 (łącznie podsystem)
Orbita
Podstawowy	κ Dla A
Towarzysz	κ Dla Bab
Okres (P)	25,81 ± 0,15 lat
Półoś wielka (a)	0,521 ± 0,004″
Ekscentryczność (e)	0,339 ± 0,013
Nachylenie (i)	50,4 ± 0,5°
Długość geograficzna węzła (Ω)	139,8 ± 1,4°
Epoka periastronu (T)	1988,89 ± 0,17
Argument periastronu (ω) (drugorzędny)	266,3 ± 1,0°
Półamplituda (K 1 ) (pierwotna)	5,23 ± 0,13 km/s
Orbita
Podstawowy	κ Dla Ba
Towarzysz	κ Dla Bb
Okres (P)	około. 3666 dni
Ekscentryczność (e)	0 (przypuszczalny)
Półamplituda (K 1 ) (pierwotna)	około. 83 kilometrów na sekundę
Półamplituda (K 2 ) (wtórna)	około. 83 kilometrów na sekundę
Szczegóły
κ Dla A
Masa	1,20 ± 0,05 M ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	3,99 ± 0,15 cgs
Temperatura	5853 ± 49 K
Metaliczność [Fe/H]	-0,06 ± 0,05 dek
Wiek	5,7 ± 0,6 żyr
κ Dla Bab
Masa	1,05 ± 0,18 (podsystem ogółem) M ☉ ok. 0,53 ± 0,09 / 0,53 ± 0,09 M ☉
Inne oznaczenia
CD -24° 1038 , GJ 97, HD 14802, HIP 11072, HR 695, SAO 167736
Odniesienia do bazy danych
SIMBAD	dane

Kappa Fornacis ( κ For ) to układ gwiezdny znajdujący się w odległości około 72 lat świetlnych . System składa się z nieco rozwiniętej pierwotnej orbity, wokół której krąży masywna, „ciemna” drugorzędna, która w rzeczywistości sama jest bliskim czerwonym karłem podwójnym, tworząc hierarchiczny układ potrójny.

Wielość

Stwierdzono, że Kappa Fornacis znajduje się 0,23 sekundy łukowej na północ od źródła promieniowania rentgenowskiego i radiowego w 1995 roku, odległość tak blisko, że najprawdopodobniej jest powiązana z gwiazdą. Chociaż wskazywałoby to, że gwiazda jest aktywna, a zatem młoda, prywatna komunikacja wskazywała, że ​​Kappa Fornacis była spektroskopowym układem podwójnym , pozostawiając możliwość, że źródłem nadmiernej emisji była gwiazda towarzysząca.

Misja Hipparcos wykryła duże przyspieszenie 19,4 mas/rok w ruchu właściwym Kappa Fornacis, co sugeruje, że obserwowano część orbity. Połączenie tego z innymi danymi dotyczącymi ruchu własnego obejmującymi około pół wieku wykazało okresową zmienność 26,5 ± 2 lat, potwierdzając, że gwiazda jest układem podwójnym astrometrycznym. Amplituda zmiany wskazywała na sumę mas 2,3 ± 0,1 M _☉ ; z pierwotną około 1,2 M _☉ , było oczywiste, że oba składniki muszą mieć w przybliżeniu równe masy. Ponieważ jednak nie obserwowano światła ani widma towarzysza, było jasne, że był on słabszy niż gwiazda ciągu głównego. Zostało to zinterpretowane jako towarzysz będący białym karłem .

Najwyraźniej nieświadomy oznak binarności, Kappa Fornacis został włączony do kilku poszukiwań planet opartych na prędkościach radialnych , które rozpoczęły się pod koniec wieku. Długookresowa zmienność była oczywista; CCPS wykrył liniowy trend -1,73 ± 0,02 m/s/d , podczas gdy w dłuższych szeregach czasowych przeglądu ESO -CES widoczna była nieliniowość trendu i przedstawiono wstępną orbitę znacznie krótszą niż astrometryczny. Abt i in. 2006 rozszerzył to o nowe i historyczne dane, aby znaleźć dokładniejszą orbitę, ponownie krótszą niż astrometryczna. Niedawno kontynuacja przeglądu ESO-CES do HARPS wskazuje, że okres orbitalny towarzysza jest nieco dłuższy, bardziej zgodny z okresem astrometrycznym.

Kappa Fornacis B została po raz pierwszy rozwiązana niezależnie przez Lafrenière i in. (2007) oraz Tokovinin i Cantarutti (2008), obaj stwierdzili, że odległość około 0,5 sekundy kątowej jest zgodna z orbitą astrometryczną. Różnica w jasności między tymi dwoma komponentami potwierdziła, że ​​element wtórny jest zbyt słaby jak na swoją masę; Ten ostatni artykuł przypisuje to temu, że jest to masywny biały karzeł lub bliski układ podwójny M-karła, ale nie mógł rozróżnić między tymi dwiema możliwościami. Od tego czasu towarzysz został rozwiązany kilka razy, co pozwoliło na wykonanie wstępnej orbity wizualnej do 2012 roku.

Tokovinin (2013) połączył dane spektroskopowe i wizualne systemu, aby znaleźć jak dotąd najdokładniejsze wyznaczenie orbity układu podwójnego. Chociaż fotometryczne kolory drugorzędnego są zgodne z wczesnym karłem M (~ 0,48 M _☉ ), leży on powyżej ciągu głównego , co oznacza, że ​​jego jasność jest zbyt wysoka, aby być pojedynczą gwiazdą. Oznacza to, że drugorzędna musi być w rzeczywistości dwiema bliskimi gwiazdami podobnego typu widmowego, które same krążą wokół masywniejszej gwiazdy podstawowej. Hα słabo wykryto dwie słabe linie absorpcyjne linii zmieniającej się o około 80 km/s w ciągu kilku dni; są one zgodne z dwoma M-krasnoludami krążącymi wokół siebie, potwierdzając, że drugorzędny jest bliskim układem podwójnym. Podsystem składa się z dwóch czerwonych karłów o mniej więcej równej masie, krążących wokół siebie co ~ 3,7 dnia. Układy podwójne o tak bliskich orbitach zwykle utrzymują wysoki poziom aktywności przez całe życie, ponieważ ich okresy rotacji są zsynchronizowane z okresem orbity, więc składniki wtórne są źródłem nadmiaru energii w systemie.

Nieruchomości

Położenie Kappa Fornacis A i połączonego światła Bab na diagramie Hertzsprunga-Russella .

Jeśli chodzi o obiekt na sferze niebieskiej, Kappa Fornacis jest gwiazdą piątej wielkości, która leży blisko granicy między północną granicą Fornax a Wielorybem . Przy jasności 5,2 magnitudo jest w przybliżeniu siódmą najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji.

temperatura Kappa Fornacis A wskazują, że ma typ widmowy G1 V, co oznacza, że ​​jest o około 100 kelwinów gorętsza od Słońca . Na diagramie Hertzsprunga-Russella (po lewej) gwiazda znajduje się nieco powyżej ciągu głównego, co wskazuje, że jest w trakcie ewolucji między stadium karła a podolbrzyma ; jest to wspierane przez jego grawitację powierzchniową niższą niż typowy karzeł G i jego niski poziom aktywności chromosferycznej (log R ' _HK ≈ -5,0). Gwiazda ma masę około jednej piątej większą niż masa Słońca, czyli wartość, która byłaby typowa dla późnego karła F (~F7V), gdy znajdowała się na ciągu głównym. Różne metody szacowania wieku gwiazdy ogólnie zgadzają się, że Kappa Fornacis A ma od 5 do 6 miliardów lat, co czyni ją prawdopodobnie o 1 miliard lat starszą od Słońca. Ten wiek odpowiada zarówno najstarszym członkom cienkiego dysku, jak i najmłodszym członkom grubego dysku , chociaż system należy do poprzedniej populacji na podstawie jego kinematyki (UVW = -19,5, -16,2, -9,6 km/s) i jego metaliczność zbliżona do słonecznej.

Oba składniki Kappa Fornacis B są wczesnymi karłami typu M. Zakładając, że są one identyczne, obie mają masy około połowy masy Słońca. Ponieważ znajdują się na orbicie tak krótkookresowej, efekty pływowe utrzymają wysoki poziom aktywności na obu gwiazdach (analogicznie z CM Draconis ), co oznacza, że ​​prawdopodobnie doświadczają rozbłysków i zmian rotacji ( zmienność BY Draconis ).