HD 134439/HD 134440
HD 134439/HD 134440 | 이 글은 검증을 위해 인용구가 추가로 필요하다.– · · 책· · (2018년 8월)(이 메시지 제거 과 |
| 관측 데이터 EpochJ2000.0이쿼녹스 2015.5 | |
|---|---|
| 별자리 | 천칭자리 |
| HD 134439 | |
| 우측 상승 | 15h 10m 12.012s |
| 탈위임 | −16° 23′ 40.78″ |
| 겉보기 크기(V) | 9.066 |
| HD 134440 | |
| 우측 상승 | 15h 10m 11.88s |
| 탈위임 | −16° 28′ 41.39″ |
| 겉보기 크기(V) | 9.426 |
| 특성. | |
| HD 134439 | |
| 진화 단계 | 하위 전쟁 |
| 스펙트럼형 | sd:K1Fe-1 |
| 겉보기 크기(U) | 10.03 |
| 겉보기 크기(B) | 9.837 |
| 겉보기 크기(V) | 9.066 |
| 겉보기 크기(R) | 8.604 |
| 겉보기 크기(I) | 8.160 |
| 겉보기 크기(J) | 7.70 |
| 겉보기 크기(H) | 7.09 |
| 겉보기 크기(K) | 7.04 |
| HD 134440 | |
| 진화 단계 | 하위 전쟁 |
| 스펙트럼형 | sdK2.5 |
| 겉보기 크기(U) | 10.69 |
| 겉보기 크기(B) | 10.217 |
| 겉보기 크기(V) | 9.426 |
| 겉보기 크기(R) | 8.913 |
| 겉보기 크기(I) | 8.441 |
| 겉보기 크기(J) | 7.74 |
| 겉보기 크기(H) | 7.27 |
| 겉보기 크기(K) | 7.19 |
| 아스트로메트리 | |
| HD 134439 | |
| 방사 속도(Rv) | 310.12±0.09km/s |
| 총속도 | 599.73±0.62km/s |
| 적정운동(μ) | RA:−997.999±0.085mas/yr Dec.:−3542.377±0.061mas/yr |
| 시차(시차) | 33.987 ± 0.043 마스 |
| 거리 | 96.0 ± 0.1 ly (29.42 ± 0.04 pc) |
| HD 134440 | |
| 방사 속도(Rv) | 310.77±0km/s |
| 총속도 | 602.38±0.63km/s |
| 적정운동(μ) | RA:−1000.615±0.077mas/yr Dec.:-3540.1987±0.056mas/yr |
| 시차(시차) | 33.796 ± 0.048 마스 |
| 거리 | 96.5 ± 0.1 ly (29.59 ± 0.04 pc) |
| 궤도 | |
| 1차 | HD 134439 |
| 동반자 | HD 134440 |
| 기간(P) | 5.3 ± 3백만 yr |
| 반주축(a) | 300.6" (0.56 ± 0.25광년, 35,000 ± 16,000AU) |
| 세부 사항 | |
| HD 134439 | |
| 미사 | ~0.78 (1998년) |
| 반지름 | 0.573+0.016 −0.017 R☉ |
| 온도 | 5136.5±74.5 K |
| 금속성 | 0.033±0.0008 |
| 금속성 [Fe/H] | -1.48 ± 0.01 덱스 |
| HD 134440 | |
| 미사 | ~0.73 (1998년) |
| 반지름 | 0.5345+0.0126 −0.0078 R☉ |
| 온도 | 4980+37 −58 K |
| 금속성 | 0.038±0.0009 |
| 금속성 [Fe/H] | -1.42 ± 0.01 덱스 |
| 기타 지정 | |
GJ 9511, GJ 579.2, BUP 161 | |
| GJ 9511A: HD 134439, HIP 74235 | |
| GJ9511B: HD 134440, HIP 74234 | |
| 데이터베이스 참조 | |
| 심바드 | HD 134439 |
| HD 134440 | |
HD 134439와 HD 134440은 천칭자리 별자리에 있는 거의 초고속 별인 K형 폭주성 한 쌍이다.비록 약 96리 떨어져 있지만, 그들은 매년 3.5에이커 이상을 여행하면서 하늘에 있는 어떤 별들보다도 가장 높은 적절한 움직임을 가지고 있다.
이 별들은 은하수 바깥에서 유래한 것으로 믿어지고 있는데, 아마도 파괴되고 비정상적으로 먼지가 많은 위성 은하에서 유래한 것일 것이다.[1][2]그들은 태양의 약 3.5%에 불과한 극도로 낮은 금속성을 가지고 있으며,[2] 특이한 화학적 함량은 은하계 어디에서도 형성된 별들과는 매우 다르다.[1]이 때문에 이들은 하위 워프(subdwarfs)로 간주되며 동일한 스펙트럼 유형의 주계열성보다 발광성이 낮다.
이진법
HD 134439와 134440이 실제로 서로 궤도를 선회하고 있는지는 알 수 없다. 거리를 두고 보면 서로 최소 0.14광년(8,900 au) 떨어져 있어야 하며, 이것이 가장 넓은 이진법 중 하나가 될 것이다.여기에 더해, 가이아 데이터를 사용하면 HD 134440은 HD 134439보다 0.54±0.26광년 더 멀리 떨어져 있어 서로 0.56±0.25광년의 진정한 분리가 이루어지는 것으로 보인다.[3]만약 그들이 서로 궤도를 선회하고 있다면, 그들은 530만 ± 3백만 년의 규모로 궤도 주기를 가질 것이고, 이것은 그들을 알려진 가장 긴 기간의 이진법들 중 하나가 될 것이다.[citation needed]
파괴된 행성
2018년 연구에서 HD 134440은 HD 134439보다 야금성이 눈에 띄게 높은 것으로 밝혀졌는데, 이는 항성이 그것을 도는 행성을 삼켜버렸다고 잠재적으로 설명할 수 있어 행성 형성 물질의 함량이 극히 낮은 항성 주변에서도 행성이 형성되는 것이 가능할 수 있음을 시사했다.[2]
참조
- ^ a b Chen, Yu; King, Jeremy R.; Boesgaard, Ann M. (November 2014). "The Origin of the Metal-Poor Common Proper Motion Pair HD 134439/134440: Insights from New Elemental Abundances". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 126 (945): 1010–1026. arXiv:1410.8646. Bibcode:2014PASP..126.1010C. doi:10.1086/679290. ISSN 0004-6280.
- ^ a b c Reggiani, Henrique; Meléndez, Jorge (12 January 2018). "Evidences of extragalactic origin and planet engulfment in the metal-poor twin pair HD 134439/HD 134440". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 475 (3): 3502–3510. arXiv:1802.07469. Bibcode:2018MNRAS.475.3502R. doi:10.1093/mnras/sty104. ISSN 0035-8711. Retrieved 10 May 2018.
- ^ 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.
