HD 113766 - HD 113766

HD 113766 A / B
HD 113766 cirkumstellar disk.jpg
Umělecká koncepce systému HD 113766 ukazující protoplanetární disk kolem HD 113766 A a jeho doprovodné hvězdy HD 113766 B.
Data pozorování
Epocha J2000.0[1]      Rovnodennost J2000.0[1]
SouhvězdíKentaur[1]
Správný vzestup13h 06m 35.83622s[2]
Deklinace−46° 02′ 02.0178″[2]
Zdánlivá velikost  (PROTI)7.56[1]
Vlastnosti
Spektrální typF3 / F5V[3]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)–0.6[4] km / s
Správný pohyb (μ) RA: -34.09[2] mas /rok
Prosinec: -17.90[2] mas /rok
Paralaxa (π)8.16 ± 1.01[2] mas
VzdálenostCca. 400ly
(přibližně 120ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)2.99[4]
Detaily
Zářivost4.4[3] L☉
Kovovost [Fe / H]+0.01[4] dex
Stáří~16 × 106[3] let
Jiná označení
CD −45° 8234, HD 113766, BOKY 63975, SAO 223904.[1]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

HD 113766 je binární hvězdný systém nachází 424 světelné roky z Země[1] ve směru k souhvězdí Kentaur. Hvězdná soustava je stará přibližně 10 milionů let a obě hvězdy jsou o něco hmotnější než naše slunce. Ty dva jsou odděleny úhlem 1,3obloukové sekundy, což ve vzdálenosti tohoto systému odpovídá a projektovaná separace nejméně 170AU.[3]

Co dělá HD 113766 zvláštním, je přítomnost velkého pásu tepla (~ 440 K. ) prach obklopující hvězdu HD 113766 A.[3] Hustý prachový pás, více než stokrát hmotnější než náš vlastní pás asteroidů, se pravděpodobně zhroutí a vytvoří skalnatá planeta, který když se zformuje, bude ležet v pozemském povrchu hvězdy obyvatelná zóna kde kapalina voda může existovat na jeho povrchu. HD 113766 představuje nejvíce dobře pochopený systém v rostoucí třídě objektů, který by měl poskytnout více vodítek k tomu, jak skalní planety jako Země vytvořen.

HD 113766 A

Skalní akreční pás

Prašný materiál v systému byl analyzován v roce 2007 skupinou vedenou Dr. Carey Lisse z Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory v Laurel, MD, USA. Pozorování byla prováděna pomocí infračervený spektrometr na palubě Spitzerův kosmický dalekohled a interpretovány pomocí výsledků NASA Deep Impact a HVĚZDNÝ PRACH mise. Analýza atomového a minerálního složení, teploty prachu a hmotnosti prachu ukazuje obrovské množství teplého materiálu podobného typu S bohatému na kov asteroidy v úzkém pásu při 1,8 ± 0,2 AU od 4.4L☉ HD 113766 A.[3] Skupina našla alespoň Marsovu hmotu teplého prachu v částicích o velikosti 10 m nebo méně a velmi pravděpodobně až několik pozemských hmot prachu, pokud přidáme příspěvek materiálu v tělesech do poloměru 1 km které jsou v současné době považovány za základní stavební kameny formování skalních planet. Srovnání se současnými teoriemi planetárního formování naznačuje, že disk je v počátečních stádiích pozemské (skalní) formace planety. To lze odvodit také z přítomnosti kovů ve skalnatém materiálu tvořícím disk. Pokud by planety již vznikly, měly by se kovy s vysokou hustotou potopit do jejich jader během fáze roztavení planety; proces známý jako planetární diferenciace.

Ledové akreční pásy

I když nebylo zjištěno, že by s teplým prachovým pásem byl spojen žádný vodní plyn, byly v systému nalezeny dvě koncentrace ledového materiálu. První pás leží mezi 4 a 9 AU, a je v ekvivalentní poloze pásu asteroidů sluneční soustavy, zatímco druhý pás je ještě dále mezi 30 a 80 AU, kde by ležel Kuiperův pás sluneční soustavy.[3] Tento materiál může být zdrojem budoucí vody pro skalní planetu v 1,8 AU jestli a kdy dokončí svůj vznik.

Může také existovat plynový gigant planety v tomto systému, již vytvořené (v prvních 1-5 Myrs) před současnou érou vzniku skalních planet. I když dosud nebyly žádné zjištěny, analogicky se sluneční soustavou, jejich přítomnost je pravděpodobná, protože byly nalezeny důkazy o analogích pásu asteroidů sluneční soustavy, Kuiperova pásu a pozemských planet.

HD 113766 B

Backman et al. Poprvé identifikovali hvězdný systém jako potenciálně zajímavý. pomocí pozorování provedených infračerveným astronomickým satelitem (IRAS) v roce 1983.[5] Pozdější měření provedená v roce 2001 týmem vedeným Meyerem a kol.[6] určil, že systém byl ve skutečnosti blízkou binární soustavou, přičemž druhá hvězda v systému, HD 113766 B, blízká dvojice HD 113766 A obíhající kolem 170 AU z hvězdy A, kde se formuje pozemská planeta. HD 113766 B, který se nachází na více než čtyřnásobku vzdálenosti Pluta od našeho vlastního Slunce, nemá téměř žádný vliv na materiál obíhající poblíž HD 113766 A.

Podobné hvězdné systémy

Binární hvězdné systémy jsou běžné a vyskytují se častěji než jednohvězdné systémy, jako je ten náš. Uspořádání HD 113766, binárního hvězdného systému s protoplanetárním diskem kolem jedné hvězdy, je poněkud podobné jedné polovině systému HD 98800,[7] o kterém se uvádí, že má velké množství teplé prachové hmoty v ekvivalentní vzdálenosti pásu asteroidů sluneční soustavy. V současné době není známo, proč by oba tyto hvězdné systémy měly mít takovou konfiguraci; tj. protoplanetární disk kolem části systému, zatímco jiným hvězdám v systému jeden chybí.

Reference

  1. ^ A b C d E „CCDM J13066-4602AB - dvojitá nebo vícehvězda“. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2011-12-15.
  2. ^ A b C d E van Leeuwen, F. (listopad 2007). Msgstr "Ověření nové redukce Hipparcos". Astronomie a astrofyzika. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A & A ... 474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  3. ^ A b C d E F G Lisse, C. M .; et al. (2008). „Circumstellar Dust Created by Terrestrial Planet Formation in HD 113766“. Astrofyzikální deník. 673 (2): 1106–1122. arXiv:0710.0839. Bibcode:2008ApJ ... 673.1106L. doi:10.1086/523626.
  4. ^ A b C Nordström, B .; et al. (Květen 2004), „Ženevsko-kodaňský průzkum sousedství Sluneční soustavy. Věk, metalíza a kinematické vlastnosti ˜14 000 trpaslíků F a G.“, Astronomie a astrofyzika, 418: 989–1019, arXiv:astro-ph / 0405198, Bibcode:2004 A & A ... 418..989N, doi:10.1051/0004-6361:20035959
  5. ^ Backman, D .; et al. (1993). „Hvězdy hlavní posloupnosti s cirkulárním pevným materiálem - fenomén VEGA“. Protostary a planety III: 1253. Bibcode:1993prpl.conf.1253B.
  6. ^ Meyer, M. R.; et al. (2001). „The Post T Tauri Binary HD 113766: Discovery of Inner Debris Disk System?“. Bulletin of American Astronomical Society. 33: 1420. Bibcode:2001AAS ... 199,7608 mil.
  7. ^ Furlan, E .; et al. (2007). „HD 98800: 10 Myr Old Transition Disk“. The Astrofyzikální deník. 664 (2): 1176–1184. arXiv:0705.0380. Bibcode:2007ApJ ... 664.1176F. doi:10.1086/519301.

Další čtení