Xi Boötis - Xi Boötis - Wikipedia

Xi Boötis A / B
Schéma znázorňující polohy hvězd a hranice souhvězdí Boötes a jeho okolí
Schéma znázorňující polohy hvězd a hranice souhvězdí Boötes a jeho okolí

Umístění ξ Boötis (v kroužku)
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíBoötes
Správný vzestup14h 51m 23.37993s[1]
Deklinace+19° 06′ 01.6994″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)4.70/6.97
Vlastnosti
Spektrální typG8 Ve + K4 Ve
U-B barevný index0.24/1.15
B-V barevný index0.73/1.15
R - já barevný index0.43 / 0.28
Variabilní typAutor: Draconis /Žádný
světlice hvězda
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)+3.0[2] km / s
Správný pohyb (μ) RA: 154.98[1] mas /rok
Prosinec: -66.43[1] mas /rok
Paralaxa (π)148.98 ± 0.48[1] mas
Vzdálenost21.89 ± 0.07 ly
(6.71 ± 0.02 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)5.54±0.007[3]
Obíhat[4]
SpolečníkXi Boötis B
Doba (P)151.505 ± 0.170 rok
Poloviční hlavní osa (A)4.9044 ± 0.0027″
Excentricita (E)0.5117 ± 0.0006
Sklon (i)140.037 ± 0.095°
Zeměpisná délka uzlu (Ω)168.100 ± 0.164°
Periastron epocha (T)1909.361 ± 0.024
Argument periastronu (ω)
(sekundární)		23.917 ± 0.214°
Detaily
ξ Boo A
Hmotnost0.90 ± 0.04[5] M☉
Poloměr0.83[6] R☉
Zářivost (vizuální, L.PROTI)0.6041 ± 0.0040[7] L☉
Teplota5551 ± 20[5] K.
Kovovost [Fe / H]–0.21 ± 0.08[5] dex
Otáčení6.2[6]
Stáří200[8] Myr
ξ Boo B
Hmotnost0.66 ± 0.07[5] M☉
Poloměr0.61[6] R☉
Zářivost (vizuální, L.PROTI)0.061 L☉
Teplota4350 ± 150[5] K.
Otáčení11.5[6]
Jiná označení
37 Boötis, BD  +19°2870, GCTP  3360.00, Gl  566, HD  131156, BOKY  72659, HR  5544, SAO  101250.
Odkazy na databáze
SIMBADdata
ARICNSdata

Xi Boötis (ξ Boo, ξ Boötis) je a binární hvězda[5] systém 22 světelné roky pryč od Země. Je to nejbližší viditelná hvězda v souhvězdí Boötes. Jasnější, primární složka páru má vizuální velikost 4,70, takže je viditelný pouhým okem.

Vlastnosti

Primární hvězdou v tomto systému je a BY proměnná Draconis s zdánlivá velikost která se pohybuje od +4,52 do +4,67 s obdobím jen něco málo přes 10 dní a je klasifikována jako a Hvězda hlavní sekvence typu G. Má 90% hmotnosti a 83% poloměru Slunce, ale svítí pouhých 60% svítivosti Slunce. Sekundární složkou je a Hvězda typu K., s pouhými 66% hmotnosti Slunce a 61% poloměru Slunce.

Dvojice sleduje širokou, vysoce eliptickou oběžnou dráhu kolem svého společného barycentra a dokončuje oběžnou dráhu každých 151,5 roku. Radiální rychlosti převzato z primární jako součást extrasolární planeta hledání ukazuje lineární trend v rychlostech, který je pravděpodobně způsoben sekundární hvězdou.[9] Dvojici lze vyřešit i prostřednictvím menších dalekohledů. Binární soustava obsahuje některé z nejbližších mladých hvězd slunečního typu ke Slunci, jejichž systémový věk je asi 200 milionů let.[8]

Primární hvězda (A) byla identifikována jako kandidát na držení a Kuiperův pás,[10] na základě infračervený pozorování. Odhadovaná minimální hmotnost tohoto prachového disku je 2,4krát větší než hmotnost Země Měsíc. (Porovnejte s hodnotou 8,2 lunárních hmot pro Kuiperův pás.)[11]

Nutnou podmínkou pro existenci planety v tomto systému jsou stabilní zóny, kde objekt může zůstat na oběžné dráze po dlouhé intervaly. U hypotetických planet na kruhové oběžné dráze kolem jednotlivých členů tohoto hvězdného systému je tento maximální orbitální poloměr vypočítán na 3,8 AU pro primární a 3,5 AU pro sekundární. Planeta obíhající mimo obě hvězdy by musela být vzdálena nejméně 108 AU.[12]

Reference

  1. ^ A b C d E van Leeuwen, Floor (listopad 2007), „Ověření nové redukce Hipparcos“, Astronomie a astrofyzika, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752v1, Bibcode:2007A & A ... 474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357 Poznámka: viz katalog VizieR I / 311.
  2. ^ Evans, D. S. (20. – 24. Června 1966), „Revize obecného katalogu radiálních rychlostí“, Batten, Alan Henry; Slyšel, John Frederick (eds.), Stanovení radiálních rychlostí a jejich aplikace, sborník ze sympozia IAU č. 30, University of Toronto: Mezinárodní astronomická unie, Bibcode:1967IAUS ... 30 ... 57E
  3. ^ Park, Sunkyung; et al. (2013), „Wilson-Bappu Effect: Extended to Surface Gravity“, Astronomický deník, 146 (4): 73, arXiv:1307.0592, Bibcode:2013AJ .... 146 ... 73P, doi:10.1088/0004-6256/146/4/73.
  4. ^ Wielen, R. (listopad 1962), „Automatický výpočet oběžné dráhy pro vizuální binární soubory“, Astronomický deník, 67: 599–607, Bibcode:1962AJ ..... 67..599W, doi:10.1086/108791 Data pocházejí z Orbitu č. 3; řešení používané 6. katalogem Washington Double Star pro WDS 14514 + 1906.
  5. ^ A b C d E F Fernandes, J .; et al. (Říjen 1998), „Základní hvězdné parametry pro blízké vizuální dvojhvězdy: eta Cas, XI Boo, 70 OPH a 85 Peg. Hojnost, parametr věku a směšovací délky pro hvězdy s nízkou hmotností“, Astronomie a astrofyzika, 338: 455–464, Bibcode:1998A & A ... 338..455F
  6. ^ A b C d Wood, Brian E .; Linsky, Jeffrey L. (červenec 2010), „Řešení binárního souboru ξ Boo s Chandrou a odhalení závislosti spektrálního typu koronálu“ FIP efekt"", Astrofyzikální deník, 717 (2): 1279–1290, arXiv:1005.3281, Bibcode:2010ApJ ... 717,1279 W., doi:10.1088 / 0004-637X / 717/2/1279
  7. ^ Boyajian, Tabetha S .; et al. (Červenec 2013), "Hvězdné průměry a teploty. III. Hlavní posloupnosti A, F, G a K Hvězdy: Další vysoce přesná měření a empirické vztahy", Astrofyzikální deník, 771 (1): 31, arXiv:1306.2974, Bibcode:2013ApJ ... 771 ... 40B, doi:10.1088 / 0004-637X / 771/1/40, 40. Viz tabulka 3.
  8. ^ A b Mamajek, Eric E .; Hillenbrand, Lynne A. (listopad 2008), „Vylepšený odhad věku pro trpaslíky solárního typu pomocí diagnostiky rotace aktivity“, Astrofyzikální deník, 687 (2): 1264–1293, arXiv:0807.1686, Bibcode:2008ApJ ... 687,1264M, doi:10.1086/591785
  9. ^ Howard, Andrew W .; Fulton, Benjamin J. (2016). "Limity pro planetární společníky z Dopplerových průzkumů blízkých hvězd". Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 128 (969). 114401. arXiv:1606.03134. Bibcode:2016PASP..128k4401H. doi:10.1088/1538-3873/128/969/114401.
  10. ^ Hinshaw, Gary (3. února 1997), Vědecké požadavky (PDF), NASA JPL, archivovány z originál (PDF) dne 2006-05-29, vyvoláno 2006-08-10
  11. ^ Holmes, E. K .; et al. (2003), „Průzkum blízkých hlavních posloupností hvězd pro emise submilimetru“, Astronomický deník, 125 (6): 3334–3343, Bibcode:2003AJ .... 125,3334H, doi:10.1086/375202
  12. ^ Jaime, Luisa G .; et al. (Prosinec 2012), „Regiony dynamické stability pro disky a planety v binárních hvězdách slunečního okolí“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 427 (4): 2723–2733, arXiv:1208.2051, Bibcode:2012MNRAS.427.2723J, doi:10.1111 / j.1365-2966.2012.21839.x.

externí odkazy