HD 15115

Från Wikipedia
Hoppa till navigering Hoppa till sök
HD 15115
Cetus IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildValfisken
Rektascension02t 26m 16,24577s[1]
Deklination+06° 17′ 33,1880″[1]
Skenbar magnitud ()+6,76 (V)[2]
Stjärntyp
SpektraltypF4 IV[3] eller F2 V[4]
U–B-0,03[2]
B–V+0,39[2]
Astrometri
Radialhastighet ()+0,81 ± 0,12[5] km/s
Egenrörelse (µ)RA: +88,030[1] mas/år
Dek.: -50,515[1] mas/år
Parallax ()20,4065 ± 0,0418[1]
Avstånd159,8 ± 0,3  (49,0 ± 0,1 pc)
Detaljer
Massa1,19[6] M
Radie1,39 ± 0,06[1] R
Luminositet3,74 ± 0,01[1] L
Temperatur6 811+148-152[1] K
Metallicitet0,96 (Fe/H)[6] dex
Vinkelhastighet89,8[7] km/s
Ålder500[8] miljoner år
Andra beteckningar
AG+06 255, BD+05 338, FK5 2166, GSC 00045-00990, HIC 11360, HIP 11360, 2MASS J02261625+0617331, PPM 145587, 1RXS J022616.3+061729, SAO 110532, TD1 1424, TYC 45-990-1, uvby98 100015115, WDS J02263+0618A, Gaia DR2 2517397846786452224, Gaia DR1 2517397842491320448 [9][10]

HD 15115 är en ensam stjärna[11] belägen i den norra delen av stjärnbilden Valfisken. Den har en skenbar magnitud av ca 6,76[2] och kräver åtminstone en handkikare eller ett mindre teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 2 på ca 20,4[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 160 ljusår (ca 49 parsek) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca 0,8 km/s.[5] Den har föreslagits ingå i rörelsegruppen Beta Pictoris rörelsegrupp[12] eller Tucana-Horologium-föreningen av stjärnor med gemensam egenrörelse. Det finns dock en viss osäkerhet om dess verkliga medlemskap.[13]

Egenskaper[redigera | redigera wikitext]

HD 15115 är en gul till vit underjättestjärna av spektralklass F4 IV[3] som anger att den är en åldrande stjärna som har förbrukat förrådet av väte i dess kärna och utvecklas bort från huvudserien. MacGregor et.al. (2015) klassificerar den dock som en ung huvudseriestjärna av spektralklass F2 V.[4] Ålderuppskattningar ger ett värde av 500[8] miljoner år, medan medlemskap i rörelsegruppen Beta Pictoris skulle tyda på en ålder av ca 21 ± 4 miljoner.[4] Den har en massa som är ca 1,2[6] solmassor, en radie som är ca 1,4[1] solradier och har ca 3,7 gånger solens utstrålning av energi[6] från dess fotosfär vid en effektiv temperatur av ca 6 800 K.[1]

Stoftskiva kring den unga stjärnan HD 15115. Bild: NASA.

HD 15115 har visat sig ha en asymmetrisk omgivande stoftskiva, som från jorden ses nästan från kanten. Anledningen till asymmetrin tros vara antingen gravitationskraften hos en förbipasserande stjärna (HIP 12545), en exoplanet, eller interaktion med det lokala interstellära mediet.[14] En visuell följeslagare av magnitud 11,35 låg med en vinkelseparation på 12,6 bågsekunder vid en positionsvinkel på 195°, år 2015.[12]

Referenser[redigera | redigera wikitext]

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, HD 11964, [HD 11964 - Wikipedia 6 april 2021].

Noter[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ [a b c d e f g h i j k] Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Gaia DR2 record for this source at VizieR.
  2. ^ [a b c d] Oja, T. (1983). "UBV photometry of FK4 and FK4 supplement stars". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 52: 131. Bibcode:1983A&AS...52..131O.
  3. ^ [a b] Harlan, E. A. (1974). "MK classification for F- and G-type stars. III". Astronomical Journal. 79: 682. Bibcode:1974AJ.....79..682H. doi:10.1086/111597.
  4. ^ [a b c] MacGregor, Meredith A.; et al. (March 2015). "Resolved Millimeter Emission from the HD 15115 Debris Disk". The Astrophysical Journal. 801 (1): 8. arXiv:1501.05962. Bibcode:2015ApJ...801...59M. doi:10.1088/0004-637X/801/1/59. 59.
  5. ^ [a b] Desidera, S.; et al. (January 2015). "The VLT/NaCo large program to probe the occurrence of exoplanets and brown dwarfs in wide orbits. I. Sample definition and characterization". Astronomy & Astrophysics. 573: 45. arXiv:1405.1559. Bibcode:2015A&A...573A.126D. doi:10.1051/0004-6361/201323168. A126.
  6. ^ [a b c d] Luck, R. Earle (March 2018), "Abundances in the Local Region. III. Southern F, G, and K Dwarfs", The Astronomical Journal, 155 (3): 31, Bibcode:2018AJ....155..111L, doi:10.3847/1538-3881/aaa9b5, 111.
  7. ^ Pribulla, Theodor; et al. (September 2014). "Cerro Armazones spectroscopic survey of F dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 443 (3): 2815–2823. Bibcode:2014MNRAS.443.2815P. doi:10.1093/mnras/stu1333.
  8. ^ [a b] Decin, G.; et al. (November 2003), "Age Dependence of the Vega Phenomenon: Observations", The Astrophysical Journal, 598 (1): 636–644, arXiv:astro-ph/0308294, Bibcode:2003ApJ...598..636D, doi:10.1086/378800
  9. ^ HD 15115 (u-strasbg.fr) |Hämtad 2021-04-07.
  10. ^ "HD 15115". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2019-11-15.
  11. ^ Rodriguez, David R.; Zuckerman, B. (February 2012). "Binaries among Debris Disk Stars". The Astrophysical Journal. 745 (2): 13. arXiv:1111.5618. Bibcode:2012ApJ...745..147R. doi:10.1088/0004-637X/745/2/147. 147.
  12. ^ [a b] Alonso-Floriano, F. J.; et al. (November 2015). "Reaching the boundary between stellar kinematic groups and very wide binaries. III. Sixteen new stars and eight new wide systems in the β Pictoris moving group". Astronomy & Astrophysics. 583: 24. arXiv:1508.06929. Bibcode:2015A&A...583A..85A. doi:10.1051/0004-6361/201526795. A85.
  13. ^ Malo, Lison; et al. (January 2013), "Bayesian Analysis to Identify New Star Candidates in Nearby Young Stellar Kinematic Groups", The Astrophysical Journal, 762 (2): 50, arXiv:1209.2077, Bibcode:2013ApJ...762...88M, doi:10.1088/0004-637X/762/2/88, 88.
  14. ^ Debes, J. H.; et al. (2009). "Interstellar Medium Sculpting of the Hd 32297 Debris Disk". The Astrophysical Journal. 702 (1): 318–326. arXiv:0908.4368. Bibcode:2009ApJ...702..318D. doi:10.1088/0004-637X/702/1/318.