GD 66

GD 66
GD 66
GD66LightCurve.png
GD 66에 대한 가벼운 곡선으로, Fontaine 등(1985)[1]에서 채택되었다.
관측 데이터
에폭 J2000 이쿼녹스 J2000
별자리 오리가
우측 상승 05h 20m 38.31s[2]
탈위임 +30° 48′ 24.1″[2]
겉보기 크기 (V) 15.56[2]
특성.
스펙트럼형 DA[2]
U-B색지수 -0.59[citation needed]
B-V색지수 0.22[2]
변수형 맥동백색왜성
아스트로메트리
고유 운동 (μ) RA: 54 성탄[2]/연간
Dec.: −120[2]mas/yr
거리 170년[3]
(51pc)
절대치수 (MV)12
세부 사항
미사0.64 ± 0.03[4] M☉
표면 중력 (log g)8.05[5] cgs
온도11980[5] K
나이12억~17억년[4]
기타 지정
V361 아우리개, GD 66, 2MASS J05203829+3048239, WD 0517+30, EGR 572, WD 0517+307
데이터베이스 참조
심바드자료

GD 66 또는 V361 오리가는 오리가 별자리에서 지구로부터 170광년 떨어진 곳에[3] 위치한 0.64 태양 질량()M☉[4] 맥동하는 백색 왜성이다.백색왜성의 냉각연령은 5억년이다.[4]항성의 초기 질량과 백색 왜성으로서의 최종 질량 사이의 관계 모델은 항성이 주계열성에 있을 때 약 2.5의 질량을 가졌으며, 이는 항성의 수명이 약 8억 3천만 년임을 의미한다.[4]따라서 이 별의 총 나이는 12~17억 년으로 추정된다.[4]

이 별은 DAV형의 맥동하는 백색 왜성으로, 극히 안정된 기간을 가지고 있다.맥동 단계의 작은 변화로 인해 항성이 거대한 행성에 의해 궤도를 돌고 있다는 제안이 나왔고, 이는 시스템의 질량 중심에 대한 반사 운동으로 인한 항성까지의 거리 변화로 인해 맥동이 지연되는 원인이 되었다.[3]스피처 우주망원경을 이용한 관측은 목성 질량 5~6에 상한을 두는 행성을 직접 검출하지 못했다.[4]별도의 맥동 모드 조사를 통해 원래 분석된 맥동 모드의 변화에 따른 항정신병제의 타이밍 편차가 밝혀졌다.[6]궤도를 선회하는 행성에 의해 변이가 발생했기 때문에 타이밍 변동의 원인이 달라야 하는 경우에는 그렇지 않을 것이다.이것은 백색 왜성 맥동 타이밍에 의해 행성을 탐지하려고 시도할 때의 잠재적 위험을 보여준다.[7]

참조

  1. ^ Fontaine, G.; Wesemael, F.; Bergeron, P.; Lacombe, P.; Lamontagne, R. (July 1985). "The demise of mode identification in the pulsating DA white dwarf GD 66". The Astrophysical Journal. 294: 339–344. doi:10.1086/163301. Retrieved 2 November 2021.
  2. ^ a b c d e f g "V* V361 Aur". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2008-12-19.
  3. ^ a b c Mullally, F.; et al. (2008). "Limits on Planets around Pulsating White Dwarf Stars". The Astrophysical Journal. 676 (1): 573–583. arXiv:0801.3104. Bibcode:2008ApJ...676..573M. doi:10.1086/528672.
  4. ^ a b c d e f g Mullally, F.; et al. (2009). "Spitzer Planet Limits around the Pulsating White Dwarf GD66". The Astrophysical Journal. 694: 327–331. arXiv:0812.2951. Bibcode:2009ApJ...694..327M. doi:10.1088/0004-637X/694/1/327. S2CID 16241754.
  5. ^ a b Bergeron, P.; et al. (2004). "On the Purity of the ZZ Ceti Instability Strip: Discovery of More Pulsating DA White Dwarfs on the Basis of Optical Spectroscopy". The Astrophysical Journal. 600 (1): 404–408. arXiv:astro-ph/0309483. Bibcode:2004ApJ...600..404B. doi:10.1086/379808. S2CID 16636294.
  6. ^ Hermes, James J. (2013). Complications to the Planetary Hypothesis for GD 66. AAS Meeting #221. American Astronomical Society. Bibcode:2013AAS...22142404H.
  7. ^ Hermes, J. J. (2012). 8 Years On: A Search for Planets Around Isolated White Dwarfs (PDF). Planets around Stellar Remnants. Archived from the original (PDF) on 2014-12-27.

외부 링크