Zeta Doradus
  | |
|
Dane obserwacyjne Epoka J2000.0 Równonoc J2000.0 |
|
|---|---|
| Konstelacja | Dorado |
| ζ Dor A | |
| Rektascensja | 05 godz. 05 min 30,65618 sek |
| Deklinacja | −57° 28′ 21,7289″ |
| Pozorna wielkość (V) | 4,8191 ± 0,007 |
| ζ Dor B | |
| Rektascensja | 05 godz. 05 min 47,37235 sek |
| Deklinacja | −57° 33′ 13,7974″ |
| Pozorna wielkość (V) | 9,0206 ± 0,017 |
| Charakterystyka | |
| ζ Dor A | |
| Typ widmowy | F7V |
| Indeks koloru B-V | 0,526 ± 0,011 |
| ζ Dor B | |
| Typ widmowy | K7V |
| Indeks koloru B-V | 1,386 ± 0,012 |
| Astrometria | |
| ζ Dor A | |
| Prędkość radialna (R v ) | −1,15 ± 0,22 km/s |
| Ruch własny (μ) | RA: -32,140 mas / rok grudzień: 117,417 mas / rok |
| Paralaksa (π) | 86,0239 ± 0,1516 mas |
| Dystans | 37,91 ± 0,07 ly (11,62 ± 0,02 szt .) |
| Wielkość bezwzględna (M V ) | 4.38 |
| ζ Dor B | |
| Prędkość radialna (R v ) | −0,88 ± 0,16 km/s |
| Ruch własny (μ) | RA: −32,784 mas / rok grudzień: 119,633 mas / rok |
| Paralaksa (π) | 85,4852 ± 0,0254 mas |
| Dystans | 38,15 ± 0,01 ly (11,698 ± 0,003 szt .) |
| Szczegóły | |
| Zeta Dor A | |
| Masa | 1,07 mln ☉ |
| Promień |
1,07 +0,02 −0,07 R ☉ |
| Jasność | 1,550 ± 0,005 l ☉ |
| Ciężar powierzchniowy (log g ) | 4,38 CG |
| Temperatura |
6227 + 223-59 K |
| Metaliczność [Fe/H] | −0,21 ± 0,07 dek |
| Prędkość obrotowa ( v sin i ) | 15,4 ± 0,8 km/s |
| Wiek | 580 mln |
| ζ Dor B | |
| Masa | 0,53 M ☉ |
| Promień |
0,61 +0,05 −0,03 R ☉ |
| Jasność | 0,084 l ☉ |
| Temperatura | 4750 ± 340 K |
| Inne | |
| _ _ _ _ _ _ _ _ _ | |
| _ _ _ _ _ _ 1075, HIP 23708 | |
| Odniesienia do bazy danych | |
| SIMBAD | ζ Dor A |
| ζ Dor B | |
Zeta Doradus , zlatynizowany od ζ Doradus , to młody układ gwiezdny, który znajduje się w odległości około 38 lat świetlnych . Układ składa się z dwóch bardzo oddalonych od siebie gwiazd, przy czym główna jest wystarczająco jasna, aby można ją było obserwować gołym okiem, ale druga jest znacznie słabszą gwiazdą, która wymaga sprzętu teleskopowego do obserwacji.
składniki
Zeta Doradus A jest jasną gwiazdą o wysokim ruchu własnym z typem widmowym F7V, co oznacza, że jest to gwiazda ciągu głównego , która jest gorętsza i jaśniejsza niż Słońce. Z pozorną jasnością 4,82 magnitudo jest w przybliżeniu ósmą najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji Dorado.
Chociaż wiadomo było, że Zeta Doradus B jest pobliską gwiazdą przynajmniej od czasów Gliese Catalog of Nearby Stars , połączenie, że jest to wspólny towarzysz ruchu własnego Zeta Doradus A, zostało nawiązane znacznie później dzięki danym z satelity Hipparcos . Dwie gwiazdy tworzą szeroki układ podwójny, z fizyczną separacją między składnikami wynoszącą około 0,018 parseków (0,06 lat świetlnych), czyli około 3700 jednostek astronomicznych. Jest to porównywalne z separacją 15 000 jednostek astronomicznych między Alpha Centauri AB i Proxima Centauri .
Oba składniki systemu wykazują znaczną aktywność: log R' HK gwiazd wynosi odpowiednio -4,373 i -4,575, podczas gdy gwiazda jest „cicha”, gdy ma log R' HK <-4,8. Oznacza to, że system jest młody; w rzeczywistości szacowany wiek Zeta Doradus A wynosi zaledwie 0,58 miliarda lat, czyli około jednej ósmej wieku słonecznego.
Nie jest niczym niezwykłym, że młoda gwiazda posiada dysk szczątków ; Zeta Doradus A nie jest wyjątkiem, ponieważ stwierdzono, że ma nadmiar podczerwieni wskazujący na dysk małych ciał, takich jak komety, ponownie emitujących zaabsorbowane światło o bardziej czerwonej długości fali. W przypadku Zeta Doradus A dysk pyłowy ma jasność 6,0 x 10-6 razy większą od jasności Słońca i temperaturę 91 ± 12 kelwinów, co wskazuje, że znajduje się w odległości kilku jednostek astronomicznych.
Poszukiwania planet
Gwiazdy wczesnego typu widmowego (>F8) są często ignorowane podczas poszukiwań planet opartych na prędkości radialnej (RV) ze względu na problemy z precyzją: ich wysoka temperatura zmniejsza głębokość ich linii widmowych i mają tendencję do szybkiego obracania się, co poszerza ich widmo linie. Mimo to nadal czasami możliwe jest osiągnięcie poziomów precyzji umożliwiających wykrywanie planet w gwiazdach typu AF, więc Zeta Doradus A została włączona do próbki gwiazd wczesnego typu obserwowanych za pomocą HARPS . Stwierdzono, że gwiazda jest stabilna RV do 17 m/s z wewnętrznymi niepewnościami 3 m/s, co wskazuje, że gwiazda nie ma bliskich towarzyszy o dużej masie, ale nie wyklucza obecności masy poniżej Jowisza planety.
Linki zewnętrzne
- " ARICNS : 00422" . ARICNS . Centrum Astronomii Uniwersytetu w Heidelbergu .
- NStars : 0505-5728 [ stały martwy link ]
