WD 2359−434

WD 2359−434

좌표:Sky map 00hm 02 10.766s, -43° 09°56.02°

WD 2359−434
Gliese 915 and Earth.png
지구와 비교한 WD 2359-434 크기.왼쪽은 지구, 오른쪽은 WD 2359-434입니다.
관찰 데이터
에폭J2000[1]에쿼녹스J2000[1]
콘스텔레이션 피닉스
적경 00h 02m 10.766s[1]
적위 - 43° 09° 56.02°[1]
겉보기 등급(V) 12.76[2]
특성.
스펙트럼형 DAP5.8[3]
겉보기 등급(B) 13.12[1]
겉보기 등급(V) 12.76[2]
겉보기 등급(RKC) 12.82[4]
겉보기 등급(IKC) 12.66[4]
겉보기 등급(J) 12.60 ± 0.03[4]
겉보기 등급(H) 12.43 ± 0.02[4]
겉보기 등급(KS) 12.45 ± 0.02[4]
아스트로메트리
반지름 속도(Rv)- 58.8 ± 10.8 km[5]/s
고유운동(μ) RA: 589[4] mas/년
Dec.: - 664[4] mas/년
시차())120.0143 ± 0.0215 mas[6]
거리27.140 ± 0.005 년
(8.332 ± 0.001 pc)
절대 등급(MV)13.20[2][4][note 1]
세부 사항
덩어리0.85 ± 0.01[4] M☉
반지름0.0097[4][note 2] R☉
표면 중력(log g)8.39 ± 0.01[4] kg
온도8570 ± 50[2] K
나이1.82 ± 0.06[4][note 3] Gyr
기타 명칭
글리제 915,[2][3] LHS 1005,[2] LFT 1849,[1] LTT 9857,[1] LP 988-88,[1] L 362-81,[7] EGGR 165,[1] LADD 96,[1] 2MASS J00021076-4309560[1]
데이터베이스 참조
심바디데이터.
WD 2359−434 is located in the constellation Phoenix.
WD 2359−434 is located in the constellation Phoenix.
WD 2359−434
봉황자리 WD 2359-434의 위치

WD 2359-434(글리제 915, LHS 1005, L362-81)는 분광형 DAP5.[3]8의 가까운 퇴행성(흰색 왜성)으로, 이 별자리에서 가장 가까운 별인 봉황자리에 위치하고 있습니다.

거리

WD 2359-434는 아마도 11번째로 가까운 백색왜성일 것이며, 9번째, 10번째 또는 12번째일 것입니다(글리제 293, GJ 1087 및 글리제 518 참조).현재 WD 2359-434의 가장 정확한 거리 추정치는 2009년 RECOR's Solar Neighbor(TSN) Subavage에 발표된 CTI(Cerro Tolololo Inter-American Observatory Parallax Investigation) 0[8].9m 망원경 프로그램의 삼각 시차이다.2009년:[4] 122.27 ± 1.13 ms (8.18 ± 0.08 pc, 또는 26.68 ± 0.25 ly 거리에 해당).

WD 2359-434 거리 추정치
원천 종이. 시차, 마스 거리, pc 거리, ly 레퍼런스
Woolley 울리 외 1970년 122 ± 8 8.2 ± 0.6 26.7 ± 1.9 [9]
GJ, 세 번째 버전 글리제, 자흐리스 1991 128.2 ± 6.4 7.80 ± 0.41 25.44 ± 1.37 [10]
YPC, 제4판 반 알테나 외 1995년 127.4 ± 6.8 7.85 ± 0.44 25.60 ± 1.44 [7]
CTIOPI 0.9 m TSN 21 (서브아사바이지 등) 2009년) 122.27 ± 1.13 8.18 ± 0.08 26.68 ± 0.25 [4]

가장 정확한 추정치는 굵은 글씨로 표시되어 있습니다.

물리 파라미터

WD 2359-434의 질량은 0.85 ± 0.01 태양 [4]질량이며, 표면 중력은 108.39 ± 0.01(2.45 · 108) cm·s−2,[4] 즉 지구 반경 6780km, 즉 지구의 1.06에 해당한다.

WD 2359-434는 상대적으로 뜨겁고 젊은 백색왜성이고 온도는 8570 ± 50 [2]K이다. 즉, 축퇴성(주계열성 및 거성으로서의 수명 제외)의 나이는 1.82 ± 0.06 Gyr이다.[4]글리제 518은 A형 주계열성의 온도와 비슷한 청백색으로 보일 것입니다.

WD 2359~434는 모두 백색왜성으로 매우 밀도가 높은 퇴화물질로 구성되며, 평균 밀도는 130만 g−3·[4][note 4]cm이며, 즉 WD 2359~434 물질의 1입방밀리미터 질량은 1.3kg이다.

백색왜성으로서는 이례적으로 WD 2359-434는 50,000 - 100,000 가우스의 [11]약한 비 다이폴 자기장을 가지고 있습니다.

주계열 전구체 특성

모든 퇴행성으로서 WD 2359-434는 처음에는 주계열성으로 존재하다가 모든 열핵연료가 소진되고 WD 2359-434가 질량의 대부분을 잃게 될 때까지 거성으로 존재했다.2010년 [12]박사 학위 논문에 따르면, Holberg 등 2008년 [2]WD 2359-434의[13] 백색 왜성 질량 값 0.97 ± 0.03을 사용하여, 주계열 전구 질량은 7.09였다MS. 백색 왜성 수명 10 ···············································식 사용.M)(Gyr),[13] WD 2359-434 주계열 연령 0.07 Gyr이 발견되었습니다☉.2.5

백색 왜성 값 0.85 ± 0.01M☉ 서브 아사비지 등으로부터.2009년 [4]우드 모델에서 D는 B형 주계열성에 해당하는 MS(주계열) 질량 6.03과 MS 수명 0.11 Gyr을 산출한다.

WD 2359-434의 [14]주계열 전구체는 약 4.6의 질량과 0.22 Gyr의 수명을 가져야 하며, 다시 B 스펙트럼 유형이어야 한다.다른 모델도 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

메모들

  1. ^ 겉보기 규모와 시차에서요
  2. ^ 표면 중력과 질량으로부터.
  3. ^ 백색왜성의 냉각 나이, 즉 퇴화성 나이(주계열성 및 거성으로서의 수명 제외)
  4. ^ 질량 및 표면 중력(구형이라고 가정)으로부터.

레퍼런스

  1. ^ a b c d e f g h i j k "GJ 915 -- White Dwarf". Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2011-11-03.
  2. ^ a b c d e f g h Holberg, J. B.; Sion; Oswalt; McCook; Foran; Subasavage (2008). "A New Look at the Local White Dwarf Population". The Astronomical Journal. 135 (4): 1225–1238. Bibcode:2008AJ....135.1225H. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1225.
  3. ^ a b c Sion, Edward M.; Holberg; Oswalt; McCook; Wasatonic (2009). "The White Dwarfs within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics". The Astronomical Journal. 138 (6): 1681–1689. arXiv:0910.1288. Bibcode:2009AJ....138.1681S. doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681. S2CID 119284418.
  4. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s Subasavage, John P.; Jao; Henry; Bergeron; Dufour; Ianna; Costa; Mendez (2009). "THE SOLAR NEIGHBORHOOD. XXI. PARALLAX RESULTS FROM THE CTIOPI 0.9 m PROGRAM: 20 NEW MEMBERS OF THE 25 PARSEC WHITE DWARF SAMPLE". The Astronomical Journal. 137 (6): 4547–4560. arXiv:0902.0627. Bibcode:2009AJ....134.4547S. doi:10.1088/0004-6256/137/6/4547. S2CID 14696597.
  5. ^ Pauli, E.-M.; Napiwotzki; Heber; Altmann & Odenkirchen (2006). "3D kinematics of white dwarfs from the SPY project. II". Astronomy and Astrophysics. 447 (1): 173–184. arXiv:astro-ph/0510494. Bibcode:2006A&A...447..173P. doi:10.1051/0004-6361:20052730. S2CID 14250519. (표 8 참조)
  6. ^ Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300. (에라타: doi:10.1051/0004-6361/202039657e).VizieR에서 이 소스에 대한 Gaia EDR3 레코드.
  7. ^ a b 예일 삼각 시차, 제4판 (van Altena+ 1995)
  8. ^ 천문학 저널의 태양 근린(TSN) 시리즈
  9. ^ 태양으로부터 25 pc 이내의 별 (울리+1970)
  10. ^ 인근 별, 예비 제3판 (Gliese+ 1991년)
  11. ^ Monitoring and modelling of white dwarfs with extremely weak magnetic fields WD 2047+372 and WD 2359−434, 2017, arXiv:1709.04099
  12. ^ 마티아스 크리스토발 라디슈츠 소토마요르, 비나리다드 에스텔라 Y 서브에스텔라 엔 에나스 블랑카나스 CERCANAS[영구 데드링크]
  13. ^ a b Wood, M. A. (1992). "Constraints on the age and evolution of the Galaxy from the white dwarf luminosity function". The Astrophysical Journal. 386: 539–561. Bibcode:1992ApJ...386..539W. doi:10.1086/171038.
  14. ^ Weidemann, V. (2000). "Revision of the initial-to-final mass relation". Astronomy and Astrophysics. 363: 647–656. Bibcode:2000A&A...363..647W.