HD 114613 - HD 114613

HD 114613
Schéma ukazující polohy hvězd a hranice souhvězdí Kentaura a jeho okolí
Cercle rouge 100% .svg
A hvězdný graf souhvězdí Kentaura ukazující polohu HD 114613.
Data pozorování
Epocha J2000.0Rovnodennost J2000.0
SouhvězdíKentaur
Správný vzestup13h 12m 03.19s[1]
Deklinace−37° 48′ 10.89″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)4.852 ± 0.011[2]
Vlastnosti
Spektrální typG4 IV[3]
B-V barevný index0.659 ± 0.020[2]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)-15,0 ± 0,9 km / s
Správný pohyb (μ) RA: -381.72 ± 0.31[1] mas /rok
Prosinec: 45.75 ± 0.20[1] mas /rok
Paralaxa (π)48.38 ± 0.29[1] mas
Vzdálenost67.4 ± 0.4 ly
(20.7 ± 0.1 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)3.29[4]
Detaily
Hmotnost1.25 ± 0.03[5] M☉
Poloměr2.01 ± 0.06[5] R☉
Zářivost4.057 ± 0.014[6] L☉
Povrchová gravitace (logG)3.97 ± 0.02[6] cgs
Teplota5729 ± 17[6] K.
Kovovost [Fe / H]0.19 ± 0.01[6] dex
Otáčení34,1 ± 3,5 dne[7]
Rychlost otáčení (proti hříchi)2.4 ± 0.5[8] km / s
Stáří5.20 ± 0.24[5] Gyr
Jiná označení
CD −37° 8437, FK5  3051, GJ  501.2, HD  114613, BOKY  64408, HR  4979, SAO  204227
Odkazy na databáze
SIMBADdata

HD 114613 (Gliese 501.2) je žlutá o páté velikosti subgiant to leží přibližně 67 světelné roky pryč v souhvězdí z Kentaur. Hvězda je hostitelem obří planety s dlouhou dobou a pravděpodobně by ji mohla obíhat i další.

Hvězdné vlastnosti

Pozice HD 114613 na Hertzsprung-Russellův diagram. Hvězda leží výrazně nad hlavní sekvencí.
Šachová dlaždice xg.svg

HD 114613 leží asi osm obloukových minut jihovýchodně od Iota Centauri, směrem ke středu Kentaura. I když je to docela snadno pozorovatelné pouhým okem, hvězda nemá Bayer nebo Flamsteed označení jako souhvězdí Kentaura obsahuje mnoho jasnějších hvězd.

Barva B-V a spektroskopická teplota HD 114613 odpovídají jeho spektrálnímu typu G4. To znamená, že hvězda je jen o něco chladnější než Slunce a má žlutý odstín typický pro hvězdy typu G. Na Hertzsprung-Russellův diagram (vlevo) hvězda leží významně nad hlavní sekvencí a je blízko k subgiant větev; to znamená, že HD 114613 vyčerpal vodík ve svém jádru jaderná fůze, a zvyšuje se v poloměru při snižování teploty, jak se pohybuje směrem k obří větvi.

Protože HD 114613 končí s fúzí vodíku, musí být hvězda docela stará. V kombinaci se spektroskopicky odvozenou hmotou 1,25 ± 0,03M☉ a povrchová gravitace log 3,95 ± 0,03 g, předpokládaný věk hvězdy je 5,20 ± 0,24 miliardy let,[5] takže je o něco starší než Slunce. Ačkoli hvězdné metalízy typicky klesají se zvyšujícím se hvězdným věkem, ve věkovém rozmezí tenký disk běžná je široká škála metalit; Vysoký obsah železa HD 114613 0,19 ± 0,01 dex (155 ± 4% solárního množství) proto není neobvyklý. Míra výskytu obří planety pro Fe / H = 0,2 dex hvězd je asi 15%,[9] což docela překvapuje, že hvězda obří planetu.

HD 114613 má magnetický cyklus s periodou 897 ± 61 dnů, což je asi čtyřapůlkrát kratší doba než Solární magnetický cyklus a jeden z nejkratších známých magnetických cyklů.[7]

Hledání planety

HD 114613 je jasný a sluneční typ a je atraktivním cílem pro vyhledávání planet na základě radiální rychlosti (RV).

HD 114613 byl jedním z 37 cílů prvního průzkumu planety založeného na RV na jižní polokouli ESO -CES průzkum, který trval od roku 1992 do roku 1998.[10] Tento průzkum nezjistil žádného společníka s několika jupitskými masami do několika AU. Rozšíření tohoto průzkumu na HARPS spektrograf poskytuje další omezení, což naznačuje, že do asi 5 AU neexistují žádní společníci hmotnosti Jupitera.[11]

HD 114613 je součástí vzorků ESO-CORALIE[9] a AAT -ČÁSTI[12] hledání planet, které obě začala v roce 1998. Zdálo se, že hvězda je stabilní na RV a vhodná pro vyšší přesnost, HD 114613 byl zahrnut do podmnožiny vzorku CORALIE, který se stal vzorkem vysoce přesného hledání planet ESO-HARPS, které začalo v 2004,[6] zatímco hvězda měla ve vzorku AAT v roce 2005 význam.[13][14] Ačkoli zjevně není zahrnut ve svém hlavním vzorku, HD 114613 je zahrnut ve vzorku Dávit se -HIRES Hledání planety Eta-Země s nízkou hmotností, které také začalo v roce 2004.[15]

Planetární systém

In Wittenmyer et al. 2012,[16] HD 114613 je označován jako hostitel planety s nízkou hmotností. Ačkoli to odkazuje na Tuomi et al. 2012 (Tuomi, M. a kol. 2012, MNRAS, předloženo), v daném roce nebyl takový papír publikován. Více nedávno, v Tuomi et al. 2013,[17] Tau Ceti je uvedeno, že má podobnou distribuci indexu aktivity jako HD 114613. Opět platí, že Tuomi et al. Rok 2012 je uváděn, i když poněkud úplněji (Tuomi, M., Jones, H. R. A., Jenkins, J. S., et al. 2012, MNRAS, předloženo). Žádný papír oznamující HD 114613 jako a nízká hmotnost hostitel planety byl publikován od roku 2014.

To však neznamená, že hvězda není hostitelem planety. Wittenmyer a kol. (2014) zjistili, že HD 114613 vykazuje mírnou amplitudovou změnu své radiální rychlosti s obdobím 10,5 roku, což svědčí o dlouhodobém společníkovi.[18] Poloimplituda radiální rychlosti 5,5 m / s se promítá na planetu s minimální hmotností asi polovinou hmotnosti Jupitera. Planeta má střední orbitální excentricitu 0,25, což znamená, že ji lze poněkud volně považovat za analogii Jupiteru.

Planetární systém HD 114613[18]
Společník
(v pořadí od hvězdy)		HmotnostPoloviční osa
(AU )		Oběžná doba
(dnů )		ExcentricitaSklonPoloměr
b≥0.48 ± 0.04 MJ5.16 ± 0.133827 ± 1050.25 ± 0.08——

Reference

  1. ^ A b C d E van Leeuwen, F. (2007). „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. S2CID  18759600.
  2. ^ A b Høg, E .; et al. (2000). „Katalog Tycho-2 s 2,5 miliony nejjasnějších hvězd“. Astronomie a astrofyzika. 355: 27–30. Bibcode:2000A & A ... 355L..27H. doi:10.1888/0333750888/2862. ISBN  0333750888.
  3. ^ Gray, R.O .; Corbally, C. J .; Garrison, R. F .; McFadden, M. T .; Bubar, E. J .; McGahee, C. E .; O'Donoghue, A. A .; Knox, E. R. (2006). „Příspěvky k projektu Hvězdy v okolí (NStars): Spektroskopie hvězd dříve než M0 do 40 ks - Jižní vzorek“. Astronomický deník. 132 (1): 161–170. arXiv:astro-ph / 0603770. Bibcode:2006AJ .... 132..161G. doi:10.1086/504637. S2CID  119476992.
  4. ^ Pace, G .; Pasquini, L .; Ortolani, S. (2003). „Efekt Wilson – Bappu: Nástroj k určení hvězdných vzdáleností“. Astronomie a astrofyzika. 401 (3): 997–1008. arXiv:astro-ph / 0301637. Bibcode:2003 A & A ... 401..997P. doi:10.1051/0004-6361:20030163. S2CID  17029463.
  5. ^ A b C d Takeda, Genya; et al. (2007). „Struktura a vývoj blízkých hvězd s planetami. II. Fyzikální vlastnosti ~ 1 000 chladných hvězd z katalogu SPOCS“. Astrophysical Journal Supplement Series. 168 (2): 297–318. arXiv:astro-ph / 0607235. Bibcode:2007ApJS..168..297T. doi:10.1086/509763. S2CID  18775378.
  6. ^ A b C d E Sousa, S. G .; et al. (Srpen 2008). „Spektroskopické parametry pro 451 hvězd v programu pro vyhledávání planet HARPS GTO. Stellar [Fe / H] a frekvence exo-Neptun“. Astronomie a astrofyzika. 487 (1): 373–381. arXiv:0805.4826. Bibcode:2008A & A ... 487..373S. doi:10.1051/0004-6361:200809698. S2CID  18173201.
  7. ^ A b Lovis, C .; et al. (2011). „HARPS hledá jižní mimosolární planety. XXXI. Cykly magnetické aktivity ve hvězdách slunečního typu: statistika a dopad na přesné radiální rychlosti“. arXiv:1107.5325 [astro-ph.SR ].
  8. ^ Valenti, J. A .; et al. (2005). „Spektroskopické vlastnosti chladných hvězd (SPOCS). I. 1040 trpaslíků F, G a K od programů Keck, Lick a AAT Planet Search“. Astrophysical Journal Supplement Series. 159 (1): 141–166. Bibcode:2005ApJS..159..141V. doi:10.1086/430500.
  9. ^ A b Mortier, A .; et al. (2013). „O funkční formě korelace metallicity-obří planety“. Astronomie a astrofyzika. 551: A112. arXiv:1302.1851. Bibcode:2013A & A ... 551A.112M. doi:10.1051/0004-6361/201220707. S2CID  56350455.
  10. ^ Endl, M .; et al. (2002). „Program hledání planet na spektrometru ESO Coudé Echelle. III. Kompletní výsledky průzkumu Long Camera“. Astronomie a astrofyzika. 392 (2): 671–690. arXiv:astro-ph / 0207512. Bibcode:2002 A & A ... 392..671E. doi:10.1051/0004-6361:20020937. S2CID  17393347.
  11. ^ Zechmeister, M .; et al. (2013). „Program pro hledání planet na ESO CES a HARPS. IV. Hledání analogů Jupitera kolem hvězd podobných slunečnímu záření“. Astronomie a astrofyzika. 592: A78. arXiv:1211.7263. Bibcode:2013A & A ... 552A..78Z. doi:10.1051/0004-6361/201116551. S2CID  53694238.
  12. ^ Jones, Hugh R. A .; et al. (2002). „Extrasolární planety kolem HD 196050, HD 216437 a HD 160691“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 337 (4): 1170–1178. arXiv:astro-ph / 0206216. Bibcode:2002MNRAS.337.1170J. doi:10.1046 / j.1365-8711.2002.05787.x. S2CID  119520409.
  13. ^ Wittenmyer, Robert A .; et al. (2010). „Frekvence exoplanet s nízkou hmotností. II.„ Údolí období"". Astrofyzikální deník. 722 (2): 1854–1863. arXiv:1008.5232. Bibcode:2010ApJ ... 722,1854 W.. doi:10.1088 / 0004-637X / 722/2/1854. S2CID  115317017.
  14. ^ Wittenmyer, Robert A .; et al. (2011). „Frekvence exoplanet s nízkou hmotností. III. Směrem η⊕ na krátkou dobu ". Astrofyzikální deník. 738 (1): 81. arXiv:1103.4186. Bibcode:2011ApJ ... 738 ... 81W. doi:10.1088 / 0004-637X / 738/1/81. S2CID  19007954.
  15. ^ Howard, Andrew A .; et al. (2010). „Výskyt a hromadná distribuce blízkých superzem, Neptun a Jupiterů“. Věda. 330 (6004): 653–655. arXiv:1011.0143. Bibcode:2010Sci ... 330..653H. doi:10.1126 / science.1194854. PMID  21030652. S2CID  34792507.
  16. ^ Wittenmyer, Robert A .; et al. (2012). „Anglo-australský průzkum planety. XXII. Dva nové systémy pro více planet“. Astrofyzikální deník. 753 (2): 169. arXiv:1205.2765. Bibcode:2012ApJ ... 753..169W. doi:10.1088 / 0004-637X / 753/2/169. S2CID  2941264.
  17. ^ Tuomi, M .; et al. (2013). "Signály vložené do hluku radiální rychlosti. Periodické variace rychlostí τ Ceti". Astronomie a astrofyzika. 551: A79. arXiv:1212.4277. Bibcode:2013A & A ... 551A..79T. doi:10.1051/0004-6361/201220509. S2CID  2390534.
  18. ^ A b Wittenmyer, Robert A .; et al. (2014). „Anglo-australský průzkum planety. XXIII. Dva nové analogy Jupitera“. Astrofyzikální deník. 783 (2): 103. arXiv:1401.5525. Bibcode:2014ApJ ... 783..103W. doi:10.1088 / 0004-637X / 783/2/103. S2CID  14082923.