HD 114613

HD 114613
HD 114613
Diagram showing star positions and boundaries of the constellation of Centaurus and its surroundings
Cercle rouge 100%.svg
HD 114613의 위치를 보여주는 센타우루스자리 별자리 차트.
관측 데이터
Epoch J2000.0 이쿼녹스 J2000.0
별자리 센타우루스
우측 상승 13h 12m 03.19s[1]
탈위임 −37° 48′ 10.89″[1]
겉보기 크기 (V) 4.852 ± 0.011[2]
특성.
스펙트럼형 G4 IV[3]
B-V색지수 0.659 ± 0.020[2]
아스트로메트리
방사 속도 (Rv)-15.0 ± 0.9km/s
고유 운동 (μ) RA: -381.72 ± 0.31[1]mas/yr
Dec.: 45.75 ± 0.20[1] mas/yr
시차 (π)48.38 ± 0.29[1] 마스
거리67.4 ± 0.4 ly
(20.7 ± 0.1 pc)
절대치수 (MV)3.29[4]
세부 사항
미사1.25 ± 0.03[5] M☉
반지름2.01 ± 0.06[5] R☉
루미도4.057 ± 0.014[6] L☉
표면 중력 (log g)3.97 ± 0.02[6] cgs
온도5729 ± 17K[6]
금속성 [Fe/H]0.19 ± 0.01[6] 덱스
회전34.1 ± 3.5일[7]
회전 속도 (v sin i)2.4 ± 0.5[8] km/s
나이5.20 ± 0.24[5] Gyr
기타 지정
CD−37° 8437, FK5 3051, GJ 501.2, HD 114613, HIP 64408, HR 4979, SAO 204227
데이터베이스 참조
심바드자료

HD 114613(Gliese 501.2)은 센타우루스자리에 약 67광년 떨어져 있는 5번째 크기의 황색 부거성이다.이 별은 오랜 기간 동안 거대한 행성의 숙주로서, 아마도 더 많은 행성에 의해 궤도를 돌지도 모른다.

항성 특성

헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에서 HD 114613의 위치.그 별은 주계열성보다 훨씬 위에 있다.
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HD 114613은 이오타 센타우리에서 남동쪽으로 약 8아크분 정도 떨어진 센타우루스 가운데에 위치한다.육안으로 꽤 쉽게 관측할 수 있지만, 이 별에는 센타우루스자리에 더 밝은 별들이 많이 포함되어 있기 때문에 바이엘이나 플램스티드 명칭이 없다.

HD 114613의 B-V 색상과 분광 온도는 그 스펙트럼 타입 G4와 일치한다.이는 항성이 태양보다 약간 서늘할 뿐이며, G형 항성의 전형적인 노란색 빛깔을 가지고 있다는 것을 의미한다.헤르츠스프룽-러셀 도표(왼쪽)에서 이 별은 주계열성보다 상당히 위에 놓여 있고, 아계열성 분기에 가깝다. 이는 HD 114613이 핵융합을 통해 핵의 중심부에 있는 수소를 고갈시켰으며, 거대한 분지를 향해 이동함에 따라 온도가 감소하면서 반지름이 증가하고 있다는 것을 의미한다.

HD 114613은 수소 융합을 끝내기 때문에, 이 별은 꽤 오래되었을 것이다.분광학적으로 파생된 질량 1.25 ± 0.03과 결합했을 때M☉ 그리고 3.95 ± 0.03 g 로그의 표면 중력은 항성의 암시 연령은 5.20 ± 0.2억 4천만 년으로 태양보다 약간 더 오래 된다.[5]일반적으로 항성 연령이 증가함에 따라 항성 금속성은 감소하지만 얇은 디스크의 연령 범위 내에서 광범위한 금속성은 흔하다. 따라서 HD 114613의 높은 철 풍부함 0.19 ± 0.01 덱스(태양 풍부함의 155 ± 4%)는 이상하지 않다.Fe/H = 0.2 덱스 별의 거대 행성 발생률은 약 15%로,[9] 이 별이 거대 행성을 보유하고 있다는 것은 놀랄 일이 아니다.

HD 114613은 897 ± 61일의 자석 주기를 가지며, 태양 자석 사이클보다 약 4배 반 짧고 알려진 가장 짧은 자석 사이클 중 하나이다.[7]

행성 검색

밝은 태양형 HD 114613은 방사형 속도(RV) 기반 행성 검색에 매력적인 대상이다.

HD 114613은 1992년과 1998년에 걸친 ESO-CES 조사인 남반구 최초의 RV 기반 행성 검색의 37개 대상 중 하나이다.[10]이 조사는 몇몇 조비안 미사를 몇 AU로 내보낸 어떤 동반자도 발견하지 못했다.이 조사를 HARPS 분광기로 확장하면 추가적인 제약을 제공하므로 약 5AU까지는 목성 질량 동반자가 없다는 것을 알 수 있다.[11]

HD 114613은 둘 다 1998년에 시작된 ESO-COLIE와 AAT-UCLES[12] 행성 검색의 샘플에 포함되어 있다.겉으로 보기에 이 별은 RV-안정성이 있고 더 높은 정밀도에 적합하다고 판단되는 것으로,[6] HD 114613은 2005년에 AAT 샘플에서 중요도가 높아진 동안 2004년에 시작된 ESO-HARPS 고정밀 행성 검색의 샘플이 된 COLOLIE 샘플의 하위 집합에 포함되었다.[13][14]겉보기에는 주요 샘플에는 포함되지 않았지만 HD 114613은 2004년부터 시작된 Keck-HIREES Eta-Earth 저질량 행성 검색의 샘플에 포함되어 있다.[15]

행성계

2012년 비텐마이어 외에서는 HD 114613이 저질량 행성 호스트로 표시된다.[16]본 문서는 Tuomi et al. 2012(Tuomi, M, et al. 2012, MNRAS 제출)를 참조하지만, 그 해에는 그러한 논문이 발표되지 않았다.보다 최근에는 Tuomi et al. 2013에서 [17]Tau Ceti는 HD 114613과 유사한 활동 지수 분포를 보이는 것으로 알려져 있다.다시, Tuomi 외 2012가 참조되지만, 다소 완전히(Tuomi, M, Jones, H. R. A, Jenkins, J. S, 등, 2012, MNRAS, 제출)HD 114613을 저질량 행성 호스트로 발표한 논문은 2014년 현재 발표되지 않았다.

하지만, 그렇다고 해서 이 별이 행성의 숙주가 아니라는 뜻은 아니다.비텐마이어 외 연구진(2014)은 HD 114613이 10.5년의 기간 동안 방사상 속도에서 중간 정도의 진폭 변화를 보인다는 것을 발견했는데, 이는 장기 동반자를 나타낸다.[18]반지름 속도 반암페어는 목성 질량의 절반 정도의 최소 질량을 가진 행성으로 해석된다.이 행성은 중간 궤도 이심률이 0.25로 목성 아날로그로 다소 느슨하게 간주될 수 있다는 것을 의미한다.

HD 114613 행성계[18]
동반자
(별에서 순서대로) 		미사 세미마조르 축
(AU) 		궤도 주기
(일) 		편심성 기울기 반지름
b ≥0.48 ± 0.04 MJ 5.16 ± 0.13 3827 ± 105 0.25 ± 0.08 — —

참조

  1. ^ a b c d e van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 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). "The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars". Astronomy and Astrophysics. 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). "Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample". The Astronomical Journal. 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). "The Wilson–Bappu effect: A tool to determine stellar distances". Astronomy & Astrophysics. 401 (3): 997–1008. arXiv:astro-ph/0301637. Bibcode:2003A&A...401..997P. doi:10.1051/0004-6361:20030163. S2CID 17029463.
  5. ^ a b c d Takeda, Genya; et al. (2007). "Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. II. Physical Properties of ~1000 Cool Stars from the SPOCS Catalog". The 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. (August 2008). "Spectroscopic parameters for 451 stars in the HARPS GTO planet search program. Stellar [Fe/H] and the frequency of exo-Neptunes". Astronomy and Astrophysics. 487 (1): 373–381. arXiv:0805.4826. Bibcode:2008A&A...487..373S. doi:10.1051/0004-6361:200809698. S2CID 18173201.
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  8. ^ Valenti, J. A.; et al. (2005). "Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs". The Astrophysical Journal Supplement Series. 159 (1): 141–166. Bibcode:2005ApJS..159..141V. doi:10.1086/430500.
  9. ^ a b Mortier, A.; et al. (2013). "On the functional form of the metallicity-giant planet correlation". Astronomy & Astrophysics. 551: A112. arXiv:1302.1851. Bibcode:2013A&A...551A.112M. doi:10.1051/0004-6361/201220707. S2CID 56350455.
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  15. ^ Howard, Andrew A.; et al. (2010). "The Occurrence and Mass Distribution of Close-in Super-Earths, Neptunes, and Jupiters". Science. 330 (6004): 653–655. arXiv:1011.0143. Bibcode:2010Sci...330..653H. doi:10.1126/science.1194854. PMID 21030652. S2CID 34792507.
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  17. ^ Tuomi, M.; et al. (2013). "Signals embedded in the radial velocity noise. Periodic variations in the τ Ceti velocities". Astronomy & Astrophysics. 551: A79. arXiv:1212.4277. Bibcode:2013A&A...551A..79T. doi:10.1051/0004-6361/201220509. S2CID 2390534.
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