NN Serpentis - NN Serpentis - Wikipedia
 Vykreslování systému NN Serpentis | |
| Data pozorování Epocha J2000 Rovnodennost J2000 | |
|---|---|
| Souhvězdí | Hadi |
| Správný vzestup | 15h 52m 56.131s[1] |
| Deklinace | +12° 54′ 44.68″[1] |
| Zdánlivá velikost (PROTI) | +16.51[2] |
| Vlastnosti | |
| Spektrální typ | WD DAO1 / M4V[3] |
| Astrometrie | |
| Vzdálenost | 1670 ± 140 ly (512 ± 43[3] ks ) |
| Obíhat[3] | |
| Doba (P) | 0,13008017141 (17) d |
| Poloviční hlavní osa (A) | 0.934 ± 0.009 R☉ |
| Excentricita (E) | 0.0 |
| Sklon (i) | 89.6 ± 0.2° |
| Semi-amplituda (K.1) (hlavní) | 62,3 ± 1,9 km / s |
| Semi-amplituda (K.2) (sekundární) | 301 ± 3 km / s |
| Detaily[3] | |
| Bílý trpaslík | |
| Hmotnost | 0.535 ± 0.012 M☉ |
| Poloměr | 0.0211 ± 0.0002 R☉ |
| Povrchová gravitace (logG) | 7.47 ± 0.01 cgs |
| Teplota | 57000 ± 3000 K. |
| Červený trpaslík | |
| Hmotnost | 0.111 ± 0.004 M☉ |
| Poloměr | 0.149 ± 0.002 R☉ |
| Jiná označení | |
Série NN, PG 1550 + 131, WD 1550 + 130 | |
| Odkazy na databáze | |
| SIMBAD | data |
NN Serpentis (zkráceně NN Ser) je zatmění post-obyčejná obálka binární systém přibližně 1670 světelné roky pryč.[3] Systém zahrnuje zatmění bílý trpaslík a červený trpaslík. Obě hvězdy obíhají kolem sebe každých 0,13 dne.[3]
Planetární systém
Planetární systém byl odvozen existovat kolem NN Ser několik týmů. Všechny tyto týmy spoléhají na skutečnost, že Země sedí ve stejné rovině jako binární hvězdný systém NN Serpentis, takže lidé mohou vidět zatmění většího červeného trpaslíka bílého trpaslíka každých 0,13 dne. Astronomové jsou pak schopni pomocí těchto častých zatmění zaznamenat vzorec drobných, ale významných nepravidelností na oběžné dráze hvězd, které lze připsat přítomnosti a gravitačnímu vlivu planetek okolo.
Chen (2009) použil tyto „variace načasování zatmění“ k navržení domnělé oběžné doby mezi 30 a 285 lety a minimální hmotností mezi 0,0043 a 0,18 Sluneční hmoty.[4]
Na konci roku 2009, Qian [5] odhadovaná minimální hmotnost 10,7 Jupiter masy a oběžná doba 7,56 let pro tuto planetu, pravděpodobně se nachází na 3,29 Astronomické jednotky. Toto bylo od té doby vyvráceno dalšími měřeními časů zatmění dvojhvězd.[6]
Na konci let 2009 a 2010 výzkumní pracovníci z Velké Británie (University of Warwick a University of Sheffield), Německa (Georg-August-Universitat v Göttingenu, Eberhard-Karls-Universitat v Tübingenu), Chile (Universidad de Valparaíso) a Spojených států Státech (University of Texas at Austin).[7] navrhl, že variace načasování zatmění jsou způsobeny dvěma plynnými obřími planetami. Masivnější plynový gigant je asi 6krát větší než hmotnost Jupitera a obíhá kolem binární hvězdy každých 15,5 roku, druhý obíhá každých 7,75 let a je asi 1,6krát větší než hmotnost Jupiteru.
| Společník (v pořadí od hvězdy) | Hmotnost | Poloviční osa (AU ) | Oběžná doba (dnů ) | Excentricita | Sklon | Poloměr |
|---|---|---|---|---|---|---|
| C | 6.91 ± 0.54 MJ | 5.38 ± 0.2 | 5660 ± 165 dní | 0 | — | — |
| d | 2.28 ± 0.38 MJ | 3,39 ± 0,1 AU | 2830 ± 130 dnů | 0.2 ± 0.02 | — | — |
Viz také
- Algol
- HW Virginis
- CM Draconis
- Kepler-16
- Kepler-47, další binární systém se 3 planetami
Reference
- ^ A b Cutri, R. M .; et al. (2003). „2MASS All-Sky Catalogue of Point Sources“. Online katalog VizieR. 2246. Bibcode:2003yCat.2246 ... 0C.
- ^ Drake, A. J .; Graham, M. J .; Djorgovski, S. G .; Catelan, M .; Mahabal, A. A .; Torrealba, G .; García-Álvarez, D .; Donalek, C .; Prieto, J. L .; Williams, R .; Larson, S .; Christen Sen, E .; Belokurov, V .; Koposov, S.E .; Beshore, E .; Boattini, A .; Gibbs, A .; Hill, R .; Kowalski, R .; Johnson, J .; Shelly, F. (2014). „Catalina zjišťuje periodický katalog proměnných hvězd“. Astrophysical Journal Supplement Series. 213 (1): 9. arXiv:1405.4290. Bibcode:2014ApJS..213 .... 9D. doi:10.1088/0067-0049/213/1/9. S2CID 119180446.
- ^ A b C d E F Parsons, S. G .; Marsh, T. R.; Copperwheat, C. M .; Dhillon, V. S .; Littlefair, S. P .; Gänsicke, B. T .; Hickman, R. (2010). "Přesné hodnoty hmotnosti a poloměru pro bílého trpaslíka a trpaslíka s nízkou hmotností M v předkataklyzmatickém binárním NN Serpentis". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 402 (4): 2591–2608. arXiv:0909.4307. Bibcode:2010MNRAS.402.2591P. doi:10.1111 / j.1365-2966.2009.16072.x. S2CID 15186725.
- ^ Chen (2009). "Může ztráta momentu hybnosti způsobit změnu periody NN Ser?". Astronomie a astrofyzika. 499: L1 – L3. arXiv:0904.2319. Bibcode:2009A & A ... 499L ... 1C. doi:10.1051/0004-6361/200911638. S2CID 15999559.
- ^ Qian (2009). „SUBSTELÁRNÍ SPOLEČNOST BÍLÉHO BINÁRNÍHO ČERNÉHO ŠATY S ČERVENÝM ŠATEM“ NN Ser “. Citovat deník vyžaduje
| deník =(Pomoc) - ^ Parsons; et al. (2010). Msgstr "Varianty oběžného období v zákrytu po binárních souborech obálky". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 407 (4): 2362–2382. arXiv:1005.3958. Bibcode:2010MNRAS.407.2362P. doi:10.1111 / j.1365-2966.2010.17063.x. S2CID 96441672.
- ^ K. Beuermann; et al. (Říjen 2010). „Dvě planety obíhající kolem nedávno vytvořené binární obálky NN Serpentis po společné obálce“. Astronomie a astrofyzika. 521: L60. arXiv:1010.3608. Bibcode:2010A & A ... 521L..60B. doi:10.1051/0004-6361/201015472. S2CID 53702506.
- ^ Schneider, J. „Notes for star NN Ser“. Encyklopedie Extrasolar Planets. Archivovány od originál dne 2010-10-15. Citováno 2010-10-22.
