WD 2359-434

WD 2359-434 aka Gliese 915 , LHS 1005 este o stea din constelația sudica Phoenix și este cea mai apropiată stea de Soare din această constelație. Steaua are o magnitudine aparentă de +12,76 m [2] , are și o mișcare proprie de 0,915  mas / an în direcția de 137,7° de la nord la sud [6] .

Distanța

WD 2359-434 este probabil a 11-a cea mai apropiată pitică albă , sau posibil a 9-a, a 10-a sau a 12-a (vezi Gliese 293 , GJ 1087 și Gliese 518 ). În prezent, cea mai precisă estimare a distanței WD 2359-434 este paralaxa trigonometrică obținută cu telescopul de 0,9 m la observatorul CTIOPI , publicată în 2009 [8] [4] : ​​122,27 ± 1,13  ms , ceea ce corespunde cu o distanta de 26 ,68 ± 0,25  St. ani sau ( 8,18 ± 0,08  buc ). Tabelul de mai jos arată cum s-a schimbat estimarea paralaxei din 1970 până în 2009.

Cea mai exactă estimare este cu caractere aldine

Star Properties

WD 2359-434 este o pitică albă tipică : masa sa este de 0,85  [4] și raza sa este de 6.780  km sau 1,06  R ⊕ sau 0,0097  [4] ). Steaua are o gravitație la suprafață de 8,39  CGS [4] sau 2.454.709 m/s 2 , adică. 8.959 de ori mai mare decât soarele ( 274,0 m/s 2 ) sau de 250.481 de ori mai mare decât pământul ( 9,8 m/s 2 ).

WD 2359-434 este o pitică albă relativ fierbinte și tânără , temperatura sa efectivă este de 8570  K [2] , ceea ce indică, de asemenea, că vârsta sa de răcire, i.e. Adică, vârsta de existență a unei stele degenerate (excluzând durata de viață a unei stele din secvența principală și a unei stele gigantice) este de 1,82 miliarde de ani [4] . WD 2359-434 ar trebui să apară alb-albăstrui datorită unei temperaturi comparabile cu stelele din secvența principală de tip A.

La fel ca toate piticele albe, WD 2359-434 este compus din materie degenerata foarte densa , cu o densitate medie de 1.300.000 g/cm 3 [4] [d] , i.e. masa unui milimetru cub de WD 2359-434 este de 1,3  kg .

Pre-evoluție și principalele proprietăți ale predecesorului

Ca toate stelele degenerate, WD 2359-434 a existat anterior ca o stea din secvența principală și apoi ca o stea gigantică până când tot combustibilul de fuziune a fost epuizat, moment în care WD 2359-434 și-a pierdut cea mai mare parte din masă. Conform unei teze din 2010 [12] folosind modelul Wood D [13] , la începutul existenței sale, masa piticei albe WD 2359-434 era de 0,97 ± 0,03  [2] , în timp ce masa predecesorului său era de 7,09  . . Folosind expresia pentru durata de viață a unei pitici albe 10•(M MS / ) 2,5 (Gyr) [13] , s-a descoperit că precursorul WD 2359-434 avea o vârstă în secvența principală de 70 Myr .

Conform unei alte teorii, bazată pe valoarea masei piticei albe 0,85 ± 0,01  [4] , în modelul Wood D, aceasta dă masa MS (predecesor pe secvența principală) 6,03  și o durată de viață de 110 milioane de ani , care corespunde secvenței principale de tip stea B .

O lucrare din 2000 [14] concluzionează că, pe baza valorii actuale a masei WD 2359-434, steaua progenitoare ar trebui să aibă o masă de aproximativ 4,6  și o durată de viață de 220 Myr și , din nou, ar trebui să fie o stea primară . Secvențe de tip B. Există și alte modele.

Mediul imediat al vedetei

Următoarele sisteme de stele se află pe o rază de 20 de ani lumină [15] de WD 2359-434 (sunt incluse doar stea cea mai apropiată, cea mai strălucitoare (<6,5 m ) și stelele notabile). Tipurile lor spectrale sunt afișate pe fundalul culorilor acestor clase (aceste culori sunt preluate din numele tipurilor spectrale și nu corespund culorilor observate ale stelelor):

În apropierea stelei, la o distanță de 20 de ani lumină , mai există aproximativ 25 de pitice roșii din clasa spectrală K și M și 5 pitice albe care nu au fost incluse în listă.

Note

Comentarii

1. ↑ Distanța calculată din valoarea paralaxei dată
2. ↑ Calculat din valoarea paralaxei aparente:
3. ↑ Calculat din gravitația de suprafață și masă
4. ↑ Calculat din masă și gravitația de suprafață (presupunând că steaua este sferică)

Surse

1. ↑ 1 2 3 GJ 915 -- Pitic alb . Centre de Données astronomiques din Strasbourg . Consultat la 3 noiembrie 2011. Arhivat din original la 6 august 2020.   
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 Holberg, JB; Sion; Oswalt; McCook; pentru un; Subasavage. O nouă privire asupra populației locale de pitici albi //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 2008. - Vol. 135 . - P. 1225-1238 . - doi : 10.1088/0004-6256/135/4/1225 . — Cod biblic .  
3. ↑ Pauli, E.-M.; Napiwotzki; Heber; Altmann; Odenkirchen. Cinematica 3D a piticelor albe din proiectul SPY. II  (engleză)  // Astronomie și astrofizică . - Științe EDP , 2006. - Vol. 447 . - P. 173-184 . - doi : 10.1051/0004-6361:20052730 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0510494 . (vezi Tabelul 8 Arhivat la 29 octombrie 2013 la Wayback Machine )
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Subasavage, John P.; Jao; Henric; Bergeron; Dufour; Ianna; Costa; Mendez. CARTIERUL SOLAR. XXI. REZULTATE PARALAXĂ DIN PROGRAMUL CTIOPI 0,9 m: 20 NOI MEMBRI AI CEI 25 DE EȘANȚĂ DE PITIC ALB PARSEC //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 2009. - Vol. 137 . - P. 4547-4560 . - doi : 10.1088/0004-6256/137/6/4547 . — Cod biblic . - arXiv : 0902.0627 .  
5. ↑ Sion, Edward M.; Holberg; Oswalt; McCook; wasatonic. PIICII ALBI ÎN 20 DE PARSECI DE SOARE: CINEMATICĂ ȘI STATISTICĂ //  The Astronomical Journal . - Editura IOP , 2009. - Vol. 138 . - P. 1681-1689 . - doi : 10.1088/0004-6256/138/6/1681 . — Cod biblic . - arXiv : 0910.1288 .  
6. ↑ 1 2 3 4 5 Luyten 362-81  . Internet Stellar Database .
7. ↑ Baza de date astronomică SIMBAD
8. ↑ Seria Cartierul Solar (TSN) din The Astronomical Journal . Preluat la 23 martie 2019. Arhivat din original la 26 aprilie 2021. (nedefinit)
9. ↑ Stele la 25 pc de Soare (Woolley+ 1970) . Preluat la 22 mai 2022. Arhivat din original la 4 martie 2016. (nedefinit)
10. ↑ 1 2 Nearby Stars, Preliminary 3rd Version (Gliese+ 1991) . Preluat la 22 mai 2022. Arhivat din original la 23 iulie 2020. (nedefinit)
11. ↑ Yale Trigonometric Parallaxes, Ediția a patra (van Altena+ 1995) . Preluat la 22 mai 2022. Arhivat din original la 4 martie 2016. (nedefinit)
12. ↑ Matías Cristóbal Radiszcz Sotomayor, BINARIEDAD ESTELAR Y SUB-ESTELAR EN ENANAS BLANCAS CERCANAS (link inaccessible - history ) . (nedefinit) 
13. ↑ 1 2 Wood, MA Constrângeri privind vârsta și evoluția galaxiei din funcția de luminozitate a piticii albe  //  The Astrophysical Journal . - Editura IOP , 1992. - Vol. 386 . - P. 539-561 . - doi : 10.1086/171038 . - Cod biblic .
14. ↑ Weidemann, V. Revizuirea relației de masă inițială-finală  // Astronomie și Astrofizică  . - EDP Sciences , 2000. - Vol. 363 . - P. 647-656 . - Cod biblic .
15. ↑ Stele în termen de 20 de ani lumină de Luyten 362-81:  (engleză) . Internet Stellar Database .

Link -uri

Lista de stele în 25-30 de ani lumină