GD 356
GD 356| 관측 데이터 신기루 J2000.0 이쿼녹스 J2000.0 | |
|---|---|
| 별자리 | 드라코 |
| 우측 상승 | 16h 40m 57.16s[1] |
| 탈위임 | +53° 41′ 09.6″[1] |
| 겉보기 크기 (V) | 15.06[1] |
| 특성. | |
| 스펙트럼형 | DC7[1] |
| 겉보기 크기 (B) | ~15.39[1] |
| 겉보기 크기 (V) | ~15.06[1] |
| 겉보기 크기 (R) | ~15.1[1] |
| 겉보기 크기 (I) | ~14.0[1] |
| 겉보기 크기 (J) | ~14.493[1] |
| 겉보기 크기 (H) | ~14.479[1] |
| 겉보기 크기 (K) | ~14.369[1] |
| U-B색지수 | -0.52[1] |
| B-V색지수 | +0.33[1] |
| 변수형 | 115분 동안 0.2% |
| 아스트로메트리 | |
| 방사 속도 (Rv) | 시속 25km |
| 고유 운동 (μ) | RA: -0.125[2]mas/yr Dec.: -0.200[2]mas/yr |
| 시차 (π) | 545[1].4 ± 3.5 마스 |
| 거리 | 리로65번길 (21.1 pc) |
| 절대치수 (MV) | 13.43 |
| 세부 사항 | |
| 미사 | 0.67 M☉ |
| 표면 중력 (log g) | 8 cgs |
| 온도 | 7510 K |
| 회전 | 115분 |
| 나이 | 약 2.1 Gyr |
| 기타 지정 | |
| 데이터베이스 참조 | |
| 심바드 | 자료 |
| 아리친스 | 자료 |
GD 356은 드라코 별자리에 있는 백색 왜성으로, 원형의 편광 광선이 비정상적으로 방출되는 것을 보여준다.이 별은 지구에서 65광년 떨어져 있다.[3]이 백색왜성의 등급은 시원한 헬륨이 풍부한 대기를 가지고 있다는 것을 의미하는 DA이다e.[4]이 별은 수소 발머 스펙트럼에서 지만 효과를 나타내는 방출선을 나타낸다.[4]GD 356은 고장 자기장 백색 왜성(HFMWD)의 부류에 속하지만, 분할선이 순수하게 흡수되지 않는 방출선이라는 점에서 독특하다.방출 영역은 자기장이 10% [4]이내로 균일한 광권의 가열된 상층부에 기인하는 것으로 보인다.방출은 106 ms의−2 중력장과 13 megauss의 자기장에서 7500K의 대기에서 생성될 수 있다.자기적으로 분할된 방출선인 H와α H는β 원형 극성을 띤다.[5]한 가지 설명은 항성의 극과 전도도가 높은 행성 사이를 흐르는 큰 전류가 원인이라는 것이다.[3]본디-호일(Bondi-Hoyle) 억제에 의한 것인지, 코로나(Corona)에 의한 것인지 등의 다른 설명은 라디오와 X선 방출의 부족에 의해 배제된다.항성의 넓은 영역에 걸쳐 낮은 속도로 가스를 가하면 대기 중 높은 수준에서 가열될 뿐 이러한 선에서 관측된 불투명도 깊이 1.0까지 내려가지 않는다.
스펙트럼은 몇 시간 또는 며칠에 걸쳐 변하지 않는다.이는 회전축이 자기 쌍극축과 일치해야 함을 나타낸다.방출 라인에 의해 방사되는 전력은 1027 에르그이다−1.백색 왜성의 전체적인 빛은 117분 동안 0.2%의 완만하게 변화한다.[4]변동에 대한 설명은 별과 회전하는 어두운 점이다.이것은 거의 가장자리에서 볼 때 회전극 근처에 있을 수도 있고, 또는 극이 지구를 향해 거칠게 가리키는 적도에 있을 수도 있다.[6]
이것의 다른 카탈로그 이름은 LP 137-43, EGR 329 및 WD 1639+537이다.[5]
특성.
GD 356의 질량은 0.67이다.M☉ 반면에 그것이 주계열성이었을 때 그것은 3.25의 질량을 가지고 있었을 것이다.M7510 K의 온도에 도달하기 위해서는 약 1.6 Gya의 백색 왜성이 되었을 것이다☉.이 이전에, 주요 수명은 총 21억년의 나이를 주는 5억년이었을 것이다.[4]현재 크기는 15이다.[7]
절대 시각적 크기는 +13.43±0.16이다.방향 212°[5]에서 적절한 동작은 0.24" pa이다.삼각 시차는 21.1 파섹이다.접선운동은 25km이다−1.[7]
스펙트럼
Hα 라인 분할은 44.5 nm이다.유사한 백색 왜성에서는 흡수선이 대신 보일 것으로 예상되므로, 이는 방출이 어떤 흡수를 압도하기에 충분한 에너지를 가지고 있다는 것을 의미한다.[7]이 배출물은 원래 제시 L. 그린슈타인에 의해 발견되었다.[7]원래의 Hα 라인은 655.2 nm의 파장을 가지며 and 성분이라고 한다.파란색 시프트 구성요소 σ은− 파장 633.4 nm, 빨간색 시프트 구성요소 선 σ은+ 678.2 nm이다.[7]
가능한 동반자
단극 인덕터 이론은 고전도의 동반 궤도를 돌고 있다고 말한다.항성의 자기장을 통과하면서 행성의 측면을 향하는 항성과 암흑면 사이에 고전압이 생성된다.그런 다음 필드 라인을 따라 필드 라인이 별의 광권을 만나는 지점까지 전류가 흐르며, 전류가 이를 가열하는 광권을 통해 완성된다.[4]
가까운 궤도에 있는 행성은 로슈 전위의 모양을 발전시킬 것이고 조수 가열 때문에 녹을 가능성이 매우 높다.[4]5g/cm3 이상의 밀도를 가진 행성은 4.7시간 이상의 궤도 주기에서 안정적이다.이런 종류의 궤도에 있는 행성은 560K의 온도를 가지고 있을 수 있으며 만약 그것이 충분히 크다면 적외선으로 탐지할 수 있을 것이다.[4]
적외선 관측으로 인해 12개의 목성 덩어리가 넘는 갈색 왜성이나 다른 큰 행성과 같은 큰 동반자가 배제된다.이는 21억년 된 행성의 예상 온도에 근거한 것이다.[4]
행성은 적색 거인의 기체 껍질 안에서 궤도를 선회하는 동안 증발하면서 동시에 기체와의 나비 쇼크 마찰로 궤도가 붕괴됨으로써 이 상황에 들어갈 수 있다.행성에 의해 팽창된 별에 조수가 유도되면, 별에서 가스가 손실될 것으로 예상되었던 것처럼 팽창하기보다는 궤도가 붕괴될 수도 있다.그것이 지구의 예상 미래이기 때문에 이러한 가능성들이 연구되어 왔다.또 다른 가설은 두 개의 백색 왜성이 합쳐지는 동안 가까운 행성들이 형성될 수 있었다는 것이다.[4]
참조
- ^ a b c d e f g h i j k l m n "SIMBAD Query Result: GD 356". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 13 June 2012.
- ^ a b "ARI Data Base for Nearby Stars". ARICNS. Centre of Astronomy, Heidelberg University.
- ^ a b Muir, Hazel (1 August 1998). "The Earth could be in for an electrifying time". New Scientist (2145): 7.
- ^ a b c d e f g h i j Wickramasinghe, Dayal T.; Farihi, Jay; Tout, Christopher A.; Ferrario, Lilia; Stancliffe, Richard J. (9 February 2010). "Does GD356 have a Terrestrial Planetary Companion?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 404 (4): 1984–1991. arXiv:1002.1761. Bibcode:2010MNRAS.404.1984W. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16417.x. S2CID 119255099.
- ^ a b c Ferrario, Lilia; Wickramasinghe, Dayal T.; Liebert, James; Schmidt, Gary D.; Bieging, John H. (1997). "The Magnetic Field and Emission-Line Spectrum of the Remarkable White Dwarf GD 356". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 289 (1): 105–116. Bibcode:1997MNRAS.289..105F. doi:10.1093/mnras/289.1.105.
- ^ Brinkworth, C. S.; M. R. Burleigh; G. A. Wynn; T. R. Marsh (2004). "Photometric variability of the unique magnetic white dwarf GD 356". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 384 (3): L33–L37. arXiv:astro-ph/0312311. Bibcode:2004MNRAS.348L..33B. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07538.x. S2CID 15677179.
- ^ a b c d e Greenstein, Jesse L.; James K. McCarthy (15 February 1985). "Emission lines in the magnetic white dwarf GD 356". Astrophysical Journal, Part 1. 289: 732–747. Bibcode:1985ApJ...289..732G. doi:10.1086/162937. ISSN 0004-637X.