stringtranslate.com

Глизе 65

Gliese 65 , также известная как Luyten 726-8 , является двойной звездной системой , которая является одним из ближайших соседей Земли , в 8,8 световых годах (2,7 парсека ) от Земли в созвездии Кита . Две звезды-компоненты являются вспыхивающими звездами с обозначениями переменных звезд BL Ceti и UV Ceti .

Звездная система

UV Ceti Эндрю Поса (1982)

Звездная система была открыта в 1948 году Виллемом Якобом Лёйтеном в ходе составления каталога звезд с высоким собственным движением ; он отметил ее исключительно высокое собственное движение в 3,37 угловых секунд в год и каталогизировал ее как Лёйтен 726-8. [11] Две звезды имеют почти одинаковую яркость, с визуальными величинами 12,7 и 13,2, если смотреть с Земли. Они вращаются вокруг друг друга каждые 26,5 лет. Расстояние между двумя звездами варьируется от 2,1 до 8,8 астрономических единиц (от 310 до 1320  Гм ). Система Глизе 65 находится примерно в 2,63 парсеках (8,58  световых лет ) от Солнечной системы Земли , в созвездии Кита , и, таким образом, является седьмой по близости к Земле звездной системой. Ее ближайшим соседом является Тау Кита , находящаяся на расстоянии 0,98 пк (3,20 световых лет) от нее. Если км/с, то примерно 28 700 лет назад Глизе 65 находилась на минимальном расстоянии 2,21 пк (7,2 световых лет) от Солнца. [12]

Позже выяснилось, что Gliese 65 A является переменной звездой , и ей дали обозначение BL Ceti. [5] Это красный карлик спектрального типа M5.5V. Это также вспыхивающая звезда, классифицируемая как переменная типа UV Ceti , но она не столь примечательна или экстремальна в своем поведении, как ее звезда-компаньон UV Ceti.

Ультрафиолетовая кривая блеска для UV Ceti, адаптированная из работы Бескина и др. (2017). [13] Основной график показывает полную вспышку, а врезной график показывает время вокруг пиковой яркости с расширенной временной шкалой.

Вскоре после открытия Gliese 65 A была обнаружена звезда-компаньон Gliese 65 B. Как и Gliese 65 A, эта звезда также оказалась переменной и получила обозначение переменной звезды UV Ceti. [6] Хотя UV Ceti не была первой обнаруженной вспыхивающей звездой, она является наиболее ярким примером такой звезды, поэтому подобные вспыхивающие звезды теперь классифицируются как переменные звезды типа UV Ceti. Эта звезда претерпевает довольно экстремальные изменения яркости: например, в 1952 году ее яркость увеличилась в 75 раз всего за 20 секунд. UV Ceti — красный карлик спектрального типа M6V. [4]

Обе звезды указаны как спектральные стандартные звезды для своих классов, считаясь типичными образцами этих классов. [4]

Примерно через 31 500 лет Gliese 65 сблизится с Epsilon Eridani на минимальном расстоянии около 0,93 световых лет . Gliese 65 может проникнуть в предполагаемое облако Оорта вокруг Epsilon Eridani, что может гравитационно возмущать некоторые долгопериодические кометы . Продолжительность взаимного транзита двух звездных систем в пределах 1 светового года друг от друга составляет около 4600 лет. [14]

Gliese 65 является возможным членом потока Гиады . [15]

Планета-кандидат

В 2024 году в системе Gliese 65 с помощью астрометрии с помощью инструмента GRAVITY от Very Large Telescope была обнаружена кандидатная планета с массой сверхнептуна . Если она существует, она будет вращаться вокруг одной из двух звезд (неясно, вокруг какой) с периодом 156 дней. [7] Свойства планеты немного меняются в зависимости от того, вокруг какой звезды она вращается, но в целом ее масса оценивается примерно в 40  M E , а большая полуось составляет около 30% астрономической единицы . По оценкам, она примерно в семь раз больше Земли на основе соотношений массы и радиуса. [7]

Примечания

  1. ^ Параметры немного различаются в зависимости от того, вращается ли планета вокруг звезды A (вверху) или звезды B (внизу).


Ссылки

  1. ^ abcd Vallenari, A.; et al. (коллаборация Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Краткое изложение содержания и свойств обзора". Астрономия и астрофизика . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Запись Gaia DR3 для этого источника на VizieR .
  2. ^ abcd Houdebine, Éric R.; Mullan, DJ; Doyle, JG; de la Vieuville, Geoffroy; Butler, CJ; Paletou, F. (2019). "The Mass-Activity Relationships in M ​​and K Dwarfs. I. Stellar Parameters of Our Sample of M and K Dwarfs". The Astronomical Journal . 158 (2): 56. arXiv : 1905.07921 . Bibcode : 2019AJ....158...56H. doi : 10.3847/1538-3881/ab23fe . S2CID  159041104.
  3. ^ abcd Vallenari, A.; et al. (коллаборация Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Краткое изложение содержания и свойств обзора". Астрономия и астрофизика . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Запись Gaia DR3 для этого источника на VizieR .
  4. ^ abcd Киркпатрик, Дж. Дэви; Генри, Тодд Дж.; Маккарти, Дональд У. младший (1991). "Стандартная звездная спектральная последовательность в красном/ближнем инфракрасном диапазоне - Классы от K5 до M9". Приложение к Astrophysical Journal . 77 : 417. Bibcode : 1991ApJS...77..417K. doi : 10.1086/191611 .
  5. ^ ab "Query= BL Cet". Общий каталог переменных звезд . Центр астрономических исследований Страсбурга . Архивировано из оригинала 3 марта 2016 г. Проверено 16 декабря 2009 г.
  6. ^ ab "Query= UV Cet". Общий каталог переменных звезд . Центр астрономических исследований Страсбурга . Архивировано из оригинала 3 марта 2016 г. Проверено 16 декабря 2009 г.
  7. ^ abcdefg Абутер, Р.; и др. (Сотрудничество GRAVITY) (май 2024 г.). "Астрометрическое обнаружение планеты-кандидата с массой Нептуна в ближайшей двойной системе М-карликов GJ65 с помощью VLTI/GRAVITY". Астрономия и астрофизика . 685 : L9. arXiv : 2404.08746 . Bibcode :2024A&A...685L...9G. doi :10.1051/0004-6361/202449547.
  8. ^ abcdefghi Кервелла, Пьер и др. (октябрь 2016 г.), "Пара красных карликов GJ65 AB: раздутые, вращающиеся близнецы Проксимы. Фундаментальные параметры из наблюдений PIONIER, NACO и UVES", Astronomy & Astrophysics , 593 , arXiv : 1607.04351 , Bibcode : 2016A&A...593A.127K, doi : 10.1051/0004-6361/201628631
  9. ^ abcd Макдональд, Джеймс и др. (июнь 2018 г.), «Магнитная двойная звезда GJ 65: проверка эффектов магнитной диффузии», The Astrophysical Journal , 860 (1): 15, arXiv : 1711.09434 , Bibcode : 2018ApJ...860...15M, doi : 10.3847/1538-4357/aac2c0
  10. ^ ab Barnes, JR; et al. (октябрь 2017 г.), «Удивительно разные распределения звездных пятен на почти равных по массе и скорости вращения звездах в двойной карликовой системе класса M GJ 65 AB», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 471 (1): 811–823, arXiv : 1706.03979 , Bibcode : 2017MNRAS.471..811B, doi : 10.1093/mnras/stx1482
  11. ^ Luyten, WJ (декабрь 1949 г.). «Новые звезды с собственными движениями, превышающими 0,5» ежегодно». The Astronomical Journal . 55 : 15. Bibcode : 1949AJ.....55...15L. doi : 10.1086/106322 .
  12. ^ «Аннотации к объекту V* UV Cet» . Центр астрономических исследований Страсбурга . Архивировано из оригинала 23 ноября 2014 г. Проверено 14 апреля 2010 г.
  13. ^ Бескин, Г.; Карпов, С.; Плохотниченко, В.; Степанов, А.; Цап, Ю. (январь 2017 г.). «Открытие субсекундных линейно поляризованных спайков синхротронного происхождения в оптической вспышке гиганта UV Ceti». Публикации Астрономического общества Австралии . 34. arXiv : 1702.06660 . Bibcode : 2017PASA... 34 ...10B. doi : 10.1017/pasa.2017.3 . S2CID  125084280.
  14. ^ Потемине, Игорь Ю. (апрель 2010 г.). «Транзит Люйтена 726-8 в пределах 1 миля от Эпсилон Эридана». arXiv : 1004.1557 [astro-ph.SR].
  15. ^ Монтес, Д.; и др. (2001). "Поздние члены молодых звездных кинематических групп - I. Одиночные звезды". MNRAS . 328 (1): 45–63. arXiv : astro-ph/0106537 . Bibcode :2001MNRAS.328...45M. doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x . S2CID  55727428.

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки