WD 2359-434

WD 2359-434 aka Gliese 915 , LHS 1005 er en stjerne i det sydlige stjernebillede Phoenix og er den nærmeste stjerne på Solen i dette stjernebillede. Stjernen har en tilsyneladende størrelsesorden på +12,76 m [2] , har også en egenbevægelse på 0,915  mas / år i retningen 137,7° fra nord til syd [6] .

Afstand

WD 2359-434 er sandsynligvis den 11. nærmeste hvide dværg , eller muligvis den 9., 10. eller 12. (se Gliese 293 , GJ 1087 og Gliese 518 ). I øjeblikket er det mest nøjagtige estimat af afstanden til WD 2359-434 den trigonometriske parallakse opnået med 0,9-m-teleskopet ved CTIOPI- observatoriet , offentliggjort i 2009 [8] [4] : 122,27 ± 1,13  ms , hvilket svarer til en afstand på 26 ,68 ± 0,25  St. år eller ( 8,18 ± 0,08  pct .). Tabellen nedenfor viser, hvordan parallakseestimatet har ændret sig fra 1970 til 2009.

Det mest nøjagtige skøn er med fed skrift

Stjerneegenskaber

WD 2359-434 er en typisk hvid dværg : dens masse er 0,85  [4] og dens radius er 6.780  km eller 1,06  R ⊕ eller 0,0097  [4] ). Stjernen har en overfladetyngdekraft på 8,39  CGS [4] eller 2.454.709 m/s 2 , dvs. 8.959 gange større end solen ( 274,0 m/s 2 ) eller 250.481 gange større end jorden ( 9,8 m/s 2 ).

WD 2359-434 er en forholdsvis varm og ung hvid dværg , dens effektive temperatur er 8570  K [2] , hvilket også indikerer, at dens kølealder, dvs. Det vil sige, at eksistensalderen for en degenereret stjerne (eksklusive levetiden for en stjerne på hovedsekvensen og en kæmpestjerne) er 1,82 milliarder år [4] . WD 2359-434 skulle se blålig hvid ud på grund af en temperatur, der kan sammenlignes med A-type hovedsekvensstjerner .

Som alle hvide dværge er WD 2359-434 sammensat af meget tæt degenereret stof , med en gennemsnitlig tæthed på 1.300.000 g/cm 3 [4] [d] , dvs. massen af ​​en kubikmillimeter WD 2359-434 er 1,3  kg .

Præ-evolution og hovedegenskaber for forgængeren

Som alle degenererede stjerner eksisterede WD 2359-434 tidligere som en hovedsekvensstjerne og derefter som en kæmpestjerne, indtil alt fusionsbrændstof var opbrugt, hvorefter WD 2359-434 mistede det meste af sin masse. Ifølge en afhandling fra 2010 [12] ved brug af Wood D-modellen [13] var massen af ​​den hvide dværg WD 2359-434 i begyndelsen af ​​dens eksistens 0,97 ± 0,03  [2] , mens massen af ​​dens forgænger var 7,09  . Ved at bruge udtrykket for livet til en hvid dværg 10•(M MS / ) 2,5 (Gyr) [13] blev det fundet, at forstadiet WD 2359-434 havde en hovedsekvensalder på 70 Myr .

Ifølge en anden teori, baseret på værdien af ​​massen af ​​den hvide dværg 0,85 ± 0,01  [4] , i Wood D-modellen, giver dette massen MS (forgænger på hovedsekvensen) 6,03  og en levetid på 110 millioner år , som svarer til hovedsekvensen af ​​stjerne B-type .

Et papir fra 2000 [14] konkluderer, at baseret på den aktuelle masseværdi af WD 2359-434, bør stamstjernen have en masse på omkring 4,6  og en levetid på 220 Myr , og igen, den burde være en primær stjerne . B-type sekvenser . Der er også andre modeller.

Stjernens umiddelbare omgivelser

De følgende stjernesystemer er inden for 20 lysår [15] fra WD 2359-434 (kun den nærmeste stjerne, den klareste (<6,5 m ) og bemærkelsesværdige stjerner er inkluderet). Deres spektraltyper er vist på baggrund af farverne i disse klasser (disse farver er taget fra navnene på spektraltyperne og svarer ikke til stjernernes observerede farver):

Nær stjernen, i en afstand af 20 lysår , er der omkring 25 flere røde dværge af spektralklassen K og M og 5 hvide dværge , der ikke var med på listen.

Noter

Kommentarer

1. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
2. ↑ Beregnet ud fra tilsyneladende parallakseværdi:
3. ↑ Beregnet ud fra overfladetyngdekraft og masse
4. ↑ Beregnet ud fra masse og overfladetyngdekraft (forudsat at stjernen er sfærisk)

Kilder

1. ↑ 1 2 3 GJ 915 - Hvid dværg . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Hentet 3. november 2011. Arkiveret fra originalen 6. august 2020.   
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 Holberg, JB; Sion; Oswalt; McCook; til en; Subasavage. ET NYT KIG PÅ DEN LOKALE HVIDE DVARGBEFOLKNING //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2008. - Vol. 135 . - S. 1225-1238 . - doi : 10.1088/0004-6256/135/4/1225 . — .  
3. ↑ Pauli, E.-M.; Napiwotzki; Heber; Altmann; Odenkirchen. 3D-kinematik af hvide dværge fra SPY-projektet. II  (engelsk)  // Astronomi og astrofysik . - EDP Sciences , 2006. - Vol. 447 . - S. 173-184 . - doi : 10.1051/0004-6361:20052730 . - . - arXiv : astro-ph/0510494 . (se Tabel 8 Arkiveret 29. oktober 2013 på Wayback Machine )
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Subasavage, John P.; Jao; Henrik; Bergeron; Dufour; Ianna; Costa; Mendez. SOLNAVARET. XXI. PARALLAX RESULTATER FRA CTIOPI 0,9 m PROGRAMMET: 20 NYE MEDLEMMER AF 25 PARSEC WHITE DWARF SAMPLE //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2009. - Vol. 137 . - P. 4547-4560 . - doi : 10.1088/0004-6256/137/6/4547 . — . - arXiv : 0902.0627 .  
5. ↑ Sion, Edward M.; Holberg; Oswalt; McCook; Wasatonisk. DE HVIDE DVERGE INDEN FOR 20 PARSECS AF SOLEN: KINEMATIK OG STATISTIK //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2009. - Vol. 138 . - S. 1681-1689 . - doi : 10.1088/0004-6256/138/6/1681 . — . - arXiv : 0910.1288 .  
6. ↑ 1 2 3 4 5 Luyten 362-81  . Internet Stellar Database .
7. ↑ SIMBAD Astronomisk Database
8. ↑ The Solar Neighborhood (TSN) Series i The Astronomical Journal . Hentet 23. marts 2019. Arkiveret fra originalen 26. april 2021. (ubestemt)
9. ↑ Stjerner inden for 25 pct. af solen (Woolley+ 1970) . Hentet 22. maj 2022. Arkiveret fra originalen 4. marts 2016. (ubestemt)
10. ↑ 1 2 Nærliggende stjerner, foreløbig 3. version (Gliese+ 1991) . Hentet 22. maj 2022. Arkiveret fra originalen 23. juli 2020. (ubestemt)
11. ↑ Yale Trigonometric Parallaxes, fjerde udgave (van Altena+ 1995) . Hentet 22. maj 2022. Arkiveret fra originalen 4. marts 2016. (ubestemt)
12. ↑ Matías Cristóbal Radiszcz Sotomayor, BINARIEDAD ESTELAR Y SUB-ESTELAR EN ENANAS BLANCAS CERCANAS (utilgængelig link - historie ) . (ubestemt) 
13. ↑ 1 2 Wood, MA Begrænsninger på galaksens alder og udvikling fra den hvide dværgs lysstyrkefunktion  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1992. - Vol. 386 . - S. 539-561 . - doi : 10.1086/171038 . - .
14. ↑ Weidemann, V. Revision af initial-til-endelig masseforhold  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2000. - Vol. 363 . - s. 647-656 . - .
15. ↑ Stjerner inden for 20 lysår fra Luyten 362-81:  (engelsk) . Internet Stellar Database .

Links

Liste over stjerner inden for 25-30 lysår