HG 66
| HG 66 | |
|---|---|
  | |
| Clasa spectrală | DIN [1] |
| Distanța de la Soare | 170 de ani lumină (52 buc ) [2] |
| Constelaţie | Auriu |
| Coordonatele | |
| (la momentul respectiv J2000.0 ) | |
| Ascensiunea dreaptă | 05 h 20 m 38,31 s [1] |
| Declinaţie | + 30 ° 48 ′ 24,1 ″ [1] |
| Date fizice | |
| Masa | |
| Accelerare de greutate la suprafață | 8,05 log g [4] |
| Vârsta estimată | 1.2– 1,7 Ga [3] |
| Date observaționale | |
| Aplicația Magnitude. | 15.56 |
| Magnitudine abs. | 12 |
| Motocicletă proprie | AR : 54 mase / an Dec : -120 mase / an [1] |
| Nomenclaturi alternative | |
coordonate : 
05 h 20 m 38,31 s , + 30 ° 48 ′ 24,1 ″
GD 66 sau V361 Aurigae este un pitic alb care pulsează 0,64 M ⊙ (mase solare) [3] situat la La 170 de ani lumină de Pământ în constelația Auriga . Vârsta de răcire estimată a piticii albe este de 500 de milioane de ani . Toate modelele bazate pe relația dintre masa inițială a unei stele și masa finală a acesteia ca pitic alb sugerează că atunci când steaua se afla în secvența principală avea o masă de aproximativ 2,5 M ⊙ , ceea ce înseamnă că viața sa a fost de aproximativ 830 milioane de ani . Prin urmare, vârsta totală a stelei este estimată a fi cuprinsă între 1,2 și 1,7 miliarde de ani .
Caracteristici
GD 66 este o pitică albă pulsantă de tip DAV , cu o perioadă extrem de stabilă. Micile variații ale fazei de pulsație au sugerat că steaua a fost orbitată de o planetă uriașă care a provocat întârzierea pulsației datorită distanței variate față de stea cauzată de mișcarea reflectată în jurul centrului de masă al sistemului. Observațiile cu telescopul spațial Spitzer nu au reușit să detecteze direct planeta, care a plasat o limită superioară asupra masei celor 5-6 mase ale lui Jupiter .
Studiul unui mod de pulsație separat a relevat variații de timp în antifază cu modificări ale modului de pulsație analizate inițial [5] . Acest lucru nu s-ar întâmpla dacă schimbările ar fi cauzate de o planetă în orbită și, prin urmare, schimbările de timp trebuie să aibă o cauză diferită. Aceasta ilustrează potențialele pericole ale încercării de a detecta planete folosind timpii de pulsație ai piticilor albi [6] .
Notă
- ^ a b c d V * V361 Aur , în SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg . Adus 19 decembrie 2008 .
- ^ Mullally, F., Limitele asupra planetelor în jurul stelelor pitice albe pulsante , în Jurnalul astrofizic , vol. 676, ediția I, 2008, pp. 573-583, Bibcode : 2008ApJ ... 676..573M , DOI : 10.1086 / 528672 , arXiv : 0801.3104 .
- ^ a b c Mullally, F., Spitzer Planet Limits around the Pulsating White Dwarf GD66 , in The Astrophysical Journal , vol. 694, 2008, p. 327, Bibcode : 2009ApJ ... 694..327M , DOI : 10.1088 / 0004-637X / 694/1/327 , arXiv : 0812.2951 .
- ^ Bergeron, P., Despre puritatea benzii de instabilitate ZZ Ceti: descoperirea mai multor pitici albi DA pulsanți pe baza spectroscopiei optice , în The Astrophysical Journal , vol. 600, prima ediție, 2004, pp. 404-408, Bibcode : 2004ApJ ... 600..404B , DOI : 10.1086 / 379808 , arXiv : astro-ph / 0309483 .
- ^ Hermes, James J., Complicații la ipoteza planetară pentru GD 66 , American Astronomical Society , 2013, Bibcode : 2013AAS ... 22142404H .
- ^ Hermes Talk ( PDF ), la mpia-hd.mpg.de (arhivat din original la 27 decembrie 2014) .
linkuri externe
- Catalog V361 Aurigae , pe webviz.u-strasbg.fr .
- Catalog WD 0517 + 307 , pe webviz.u-strasbg.fr .
- Imagine GD 66 , pe aladin.u-strasbg.fr .
