GD 358

GD 358
"V777 허큘리스"가 여기로 리디렉션된다.항성 유형은 펄스 백색 왜성을 참조하십시오.
GD 358
V777HerLightCurve.png
Winget 외 연구진(1982)[1]에서 개조한 GD 358용 백광 곡선
관측 데이터
Epoch J2000.0 이쿼녹스 J2000.0(ICRS)
별자리 헤라클레스
우측 상승 16h 47m 19.02s[2]
탈위임 +32° 28′ 31.9″[2]
겉보기 크기 (V) 13.65[2]
특성.
스펙트럼형 DBV2[3]
B-V색지수 -0.1[2]
변수형 DBV[3]
아스트로메트리
고유 운동 (μ) RA: 6[2] 성탄절/년
Dec.: -오스트마스[2]/yr
시차 (π)23.2012 ± 0.0298[4] 마스
거리140.6 ± 0.2 ly
(43.10 ± 0.06 pc)
절대치수 (MV)+10.33[5]
세부 사항
미사0.37[6] M☉
반지름0.0110[6] R☉
루미도0.0676[5] L☉
표면 중력 (log g)7.92[6] cgs
온도24,937[6] K
기타 지정
EGR 239, V777 Her, PG 1645+325, WD 1645+325.
데이터베이스 참조
심바드자료

GD 358은 DBV 타입의 가변 백색 왜성이다.다른 진동하는 백색 왜성과 마찬가지로 그 변동성은 항성 자체 내의 비방사성 중력파 펄스에서 발생한다.[7]GD 358은 1958-1970년 로웰 천문대 조사 중에 북반구의 높은 적절한 운동 별에 대한 조사 중에 발견되었다.[8]비록 높은 적절한 움직임을 가지고 있지는 않았지만, 매우 푸른 별이라는 것이 눈에 띄었고, 따라서 백색 왜성이 아닐까 하는 생각이 들었다.[9]그린슈타인은 이것을 1969년에 확인했다.[10]

1968년에 알로 U. 랜돌트는 HL 타우 76이 약 749.5초, 즉 12.5분의 밝기로 밝기가 변화한다는 것을 발견했을 때 본질적으로 가변적인 최초의 백색 왜성을 발견했다.[11]1970년대 중반까지 수많은 가변 백색 왜성이 추가로 발견되었지만, HL 타우 76처럼 모두 수소가 지배하는 대기를 가진 스펙트럼 타입 DA의 백색 왜성이었다.[12][13][14]1982년 돈 윙엇과 그의 동료들의 계산에 따르면 표면 온도가 19,000K 정도인 헬륨-대기권 DB왜성도맥동해야 한다고 제안하였다 백색.[15],p. L67.그 후 윙넷은 그런 별들을 찾아보고 GD 358이 가변 DB, 즉 DBV, 백색 왜성이라는 것을 알아냈다.[1]이것은 관측에 앞서 변수 별의 부류에 대한 최초의 예측이었다.[16], p. 89.1985년, 이 별은 V777 Herculis라는 변수별 명칭을 부여받았는데, 이 별은 또한 이 변수별 등급의 다른 이름이다.[17]; [18], p. 3525

참고 및 참조

  1. ^ a b GD 358의 광도 관측: DB 백색 왜성은 맥동, D. E. Winget, E. L. Robinson, R. D. Nather, G.퐁텐, 천체물리학 저널 262(1982년 11월 1일), 페이지 L11–L15.
  2. ^ a b c d e f "GD 358". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved June 12, 2007.
  3. ^ a b 분광학적으로 확인된 백색 왜성의 목록, 조지 P.맥쿠크와 에드워드 M.시온, 천체물리학 저널 보충판 121, #1 (1999년 3월), 페이지 1-130.CDS ID III/210.
  4. ^ Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. 이 소스에 대한 가이아 DR2 기록 VizieR.
  5. ^ a b Limoges, M. -M; Bergeron, P.; Lépine, S. (2015). "Physical Properties of the Current Census of Northern White Dwarfs within 40 pc of the Sun". The Astrophysical Journal Supplement Series. 219 (2): 19. arXiv:1505.02297. Bibcode:2015ApJS..219...19L. doi:10.1088/0067-0049/219/2/19. S2CID 118494290.
  6. ^ a b c d Bédard, A.; Bergeron, P.; Fontaine, G. (2017). "Measurements of Physical Parameters of White Dwarfs: A Test of the Mass-Radius Relation". The Astrophysical Journal. 848 (1): 11. arXiv:1709.02324. Bibcode:2017ApJ...848...11B. doi:10.3847/1538-4357/aa8bb6. S2CID 119359723.
  7. ^ 백색왜성의 항성학, D. E. Winget, Journal of Physics: 응축 물질 10, #49(1998년 12월 14일), 페이지 11247–11261.DOI 10.1088/0953-8984/10/49/014.
  8. ^ 로웰 적정 운동 조사: 북반구에서 m > 8, PM > 0.26"/년, H. L. 지클라스, R. 번햄 주니어, N. G. 년을 가진 별 8991개.토마스, 플래그스태프, AZ: 로웰 천문대, 1971.CDS ID I/79.
  9. ^ 백색 왜성 용의자 목록 II: 로웰 조사, 헨리 L. 지클라스, 로버트 번햄, 노먼 진 토마스, 게시판, 로웰 천문대, #141 (7, #4, 1967), 페이지 49–54.
  10. ^ 로웰 용의자는 백색 왜성, 제시 L. 그린스타인, 천체물리학 저널 158 (1969년 10월), 페이지 281–293이다.
  11. ^ 새로운 단기 블루 변수, Arlo U. Landolt, Astrophysical Journal 153, #1 (68년 7월), 페이지 151–164.
  12. ^ 가변 백색 왜성의 관측치: 새로운 변수 1개와 비변수 35개, E. L. 로빈슨과 J. T. 맥그로우, 천체물리학 저널 207 (76년 7월), 페이지 L37–L40.
  13. ^ 고주파 항성 진동. XI. ZZ Ceti 스타 BPM 30551, J. E.Hesser, B. M. Lasker, H. E. Neupert, Astrophysical Journal 209(1976년 11월), 페이지 853–857.
  14. ^ BPM 31594: 새로운 남반구 변광성 백색 왜성, J. T. McGraw, Astrophysical Journal 210 (76년 11월), 페이지 L35–L38.
  15. ^ 수소 운전과 구성적으로 층화된 ZZ Ceti 별 모델, D. E. Winget, H. M. Van Horn, M.타소울, G. 폰테인, C. J. 한센, B.W. 캐롤, 천체물리학 저널 252(1982년 1월 15일), 페이지 L65–L68.
  16. ^ 백색 왜성, 스티븐 D.가와르, 스텔라 잔해에서는 S. D. 카와레르, I. 노비코프, G. 스리니바산이 조르주 메이넷과 다니엘 셰러 편집, 베를린: 스프링거, 1997.Saas-Fee 고급 과정 25번 강의 노트.ISBN 3-540-61520-2.
  17. ^ 제67회 변광성 명부, P. N. Kholopov, N. N. Samus, E. V. Kazarovts, N. B. Perova, 변광성 정보 게시판, #2681, 1985년 3월 8일.
  18. ^ 백색 왜성, 길 폰테인, 프랑수아 웨세마엘, 천문학 및 천체물리학 백과사전, 에드.폴 머딘, 브리스톨, 필라델피아:물리학 출판 연구소 및 런던, 뉴욕, 도쿄: 네이처 출판 그룹, 2001.ISBN 0-333-75088-8