HD 41742

Från Wikipedia
(Omdirigerad från HD 41700)
HD 41742
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildAkterskeppet
Rektascension06t 04m 40,10 s[1]
Deklination-45° 04′ 44,15″[1]
Skenbar magnitud ()+5,975 ± 0,009(v)[2]
Stjärntyp
SpektraltypF6 V[3]/K-MV(MS)
B–V+0,493 ± 0,009[1]
Astrometri
Radialhastighet ()+27,0 ± 2,5[4] km/s
Egenrörelse (µ)RA: -78,76 ± 0,59[1] mas/år
Dek.: +254,93 ± 0,69[1] mas/år
Parallax ()37,18 ± 0,64[1]
Avstånd88 ± 2 lå (26,9 ± 0,5 pc)
Absolut magnitud ()+3,853 ± 0,024[5]
Detaljer
Massa1,20 ± 0,06[4] M☉
Radie1,36[6] R☉
Luminositet2,67[6] L☉
Temperatur6 363 ± 85[4] K
Metallicitet-0,17 ± 0,10 (Fe/H)[4] dex
Vinkelhastighet26,7 ± 1,3[7] km/s
Andra beteckningar
** HJ 3834A, HD 41742A, PLX 1411, UBV 6178, CCDM J06046-4504A, HIC 28790, PMSC 06018-4504A, UCAC4 225-007908, CD-45 2302, HIP 28790, PPM 310383, uvby98 100041742, CPC 0 3313, HR 2158, RAVE J060440.1-450444, WDS J06047-4505A,

CPD-45 755, IDS 06018-4505 A, SAO 217706, WEB 5631

GC 7727, IRAS F06032-4504, SBC9 3528, WISEA J060439.96-450442.7, GCRV 57063, IRAS 06032-4504, SKY# 10128, WISE J060440.01-450441.2, GEN# +1.00041742, LTT 2451, TD1 6081, Gaia EDR3 5567901976544151168, GSC 08101-01755, 2MASS J06044009-4504443, TIC 158111591, Gaia DR2 5567901976544151168, HD 41742, NLTT 16047, TYC 8101-1755-1 [8]
HD 41700
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildAkterskeppet
Rektascension06t 04m 28,440 s[1]
Deklination-45° 02′ 11,77″[1]
Skenbar magnitud ()+6,343 ± 0,010 (V)[2]
Stjärntyp
SpektraltypF7.5 V[3]
B–V+0,517 ± 0,005[1]
Astrometri
Radialhastighet ()+27,4 ± 0,4[4] km/s
Egenrörelse (µ)RA: -81,18 ± 0,25[1] mas/år
Dek.: +246,24 ± 0,26[1] mas/år
Parallax ()37,64 ± 0,25[1]
Avstånd86,7 ± 0,6 lå (26,6 ± 0,2 pc)
Absolut magnitud ()+4,221 ± 0,025[5]
Detaljer
Massa1,13+0,04-0,07[4] M☉
Temperatur6 165 ± 80[4] K
Metallicitet-0,19 ± 0,10 (Fe/H)[4] dex
Vinkelhastighet16,6 ± 1,0[9] km/s
Ålder0,20 ± 0,05[9] miljarder år
Andra beteckningar
** HJ 3834C, HD 41700, PLX 1410.00, UBV M 11773, CCDM J06046-4504C, HIC 28764, PPM 310379, uvby98 100041700, CD-45 2300, HIP 28764, SAO 217702, WDS J06047-4505E, CPC 0 3309, HR 2157, SBC9 3529, WEB 5627, CPD-45 753, IRAS 06030-4501, SKY# 10117, WISEA J060428.36-450209.2, FK5 231, LTT 2450, SPOCS 2660, Gaia EDR3 5567900121118276736, GC 7719, 2MASS J06042844-4502118, SRS 30231, Gaia DR1 5567900116821808128, GCRV 57057, N30 1303, TIC 158111564, Gaia DR2 5567900121118276736, GEN# +1.00041700, NLTT 16039, TYC 8101-309-1, GJ 9200 PLX 1410, UBV 6176 [10]

HD 41742/41700 är ett stjärnsystem som ligger ca 87 ljusår bort i stjärnbilden Akterskeppet. Systemet består av två ljusa stjärnor där primärstjärnan kretsar kring två ljussvagare stjärnor, vilket gör det till en fyrdubbling med en ojämn hierarki.

Identifiering av komponenter[redigera | redigera wikitext]

HD 41742 B upptäcktes tidigt i historien om visuella dubbelstjärnor, på grund av primärstjärnans ljusstyrka. Den tidigaste mätningen i Washington Double Star Catalog (WDS) dateras till 1837 och gjordes av William Herschel, med en positionsvinkel på 246° och en separation på 1,1 bågsekund för följeslagaren.[11] Överraskande nog har följeslagaren rört sig avsevärt under de två århundradena, som nu ligger i en positionsvinkel på ca 215° och en separation som ökat från 5,30 bågsekunder i slutet av 1970-talet[12] till 5,95 bågsekunder 2010.[13] Detta innebär en minsta förändring i fysisk separation mellan 142 och 159 AE under 35 år,[14] vilket tyder på att HD 41742 B rör sig snabbt bort från primärstjärnan.

Diagram över se synliga komponenterna i HD 41742/41700-systemet. (Click to enlarge).
HD 41742 B's rörelse relativt HD 41742 Aab (Click to enlarge).

HD 41700 låg med en betydligt större separation och observerades först i förhållande till HD 41742 senare än den snävare dubbelstjärnan, trots att den var mycket ljusare. Den första mätningen i WDS dateras till 1854 och gjordes igen av Herschel, vilket gav en positionsvinkel på 320° och en separation på 174 bågsekunder.[11] Nyare värden överensstämmer beträffande positionsvinkeln, men tyder på en separation närmare 200 bågsekunder. Den breda separationen av denna tertiära komponent innebär att den har en separat Hipparcosingång till primärstjärnan, vilket bekräftar att de två stjärnorna ligger på samma avstånd och rör sig tillsammans. Den fysiska separationen mellan de två är ca 0,026 parsec (0,084 ljusår), eller cirka 17 200 AE.[15] Detta är jämförbart med den ungefärliga separationen på 15 000 AE mellan Alfa Centauri AB och Proxima Centauri. Sådana stora separationer mellan komponenter är relativt sällsynta, åtminstone för stjärnor av soltyp.


Observationer av radiell hastighet av HD 41742 A med spektrografen HARPS visade variationer på en nivå av flera km/s under en period av månader, vilket tyder på att stjärnan är en enkelsidig spektroskopisk dubbelstjärna (SB1).[16]

Omloppsanpassning till HD 41742 A's radialhastighet (Click to enlarge).

Även om en omloppsanpassning inte undersökts, är en bra anpassning möjlig, vilket innebär att HD 41742 Ab har en minsta massa på ca 0,2 solmassa och har en omloppsperiod av ca 222 dygn med hög excentricitet kring primärstjärnan på 1,2 solmassa. Med tanke på att följeslagarens spektrallinjer inte detekteras måste den ha en signifikant lägre ljusstyrka än primärstjärnan, vilket tyder på att den är av sen spektraltyp.

Egenskaper[redigera | redigera wikitext]

På himlavalvet kan HD 41742/41700 ses som en stjärna av 6:e magnituden (en magnitud som knappt kan observeras med blotta ögat under goda förhållanden) som ligger nära gränsen mellan Akterskeppet och Målaren. Den närmaste ljusa stjärnan till dess plats är den 4:e magnituden Eta Columbae ungefär två bågminuter åt norr. Systemet ligger ungefär en fjärdedel av avståndet mellan Eta Columbae och Canopus (Alfa Carinae) på himlen.

HD 41742 A och HD 41700 (C) är liknande stjärnor, med sina färger som anger spektraltyperna F6 och F7.5. Det betyder att de två stjärnorna är ca 500 K varmare än solen, och i sin tur är temperaturskillnaden mellan stjärnorna ca 150 K.[3] Stjärnorna ligger något under huvudserien på Hertzsprung–Russell-diagrammet (HRD), vilket troligen beror på deras metallicitet är lägre än solens (Fe/H ≈ −0,2).[4]

HD 41742 B är en mycket svalare stjärna än de ljusare komponenterna. Dess B-V anger spektraltyp K3, vilket gör den ungefär 1 000 K svalare än solen.[3] Den ligger i huvudserien på HRD, och dess fotometri överensstämmer helt med en dvärgstjärna på 0,8 solmassa.[14]

Indikation på en ung ålder för HD 41742/41700-systemet hittades först Henry et al. (1996), som observeerade stor kromosfärisk aktivitet i HD 41700. De mätte en log R'HK på −4,35 för stjärnan,[17] betydligt högre än ett "tyst" värde på <−4,70, vilket tyder på att systemet är betydligt yngre än miljard år. De ljusaste stjärnorna i systemet har båda måttligt snabb rotatinon för att vara sena F-dvärgar, vilket återigen tyder på att de är unga.[7][9] Slutligen har HD 41700 en något stor litiumhalt och eftersom litium förbrukas av en stjärna i ungefär konstant takt under dess livstid kan detta användas för att uppskatta en stjärnas ålder. För HD 41700 tyder dess litiumöverskott på en ålder på 200 ± 50 miljoner år.[9]

HD 41742/41700-systemet har rymdhastigheter på (UVW) = −37,8, −10,4, −14,6 km/s,[18] vilket liknar Hyadernas (UVW = −39,7, −17,7, −2,4 km/s[18]). Systemet är dock förmodligen inte en Hyad eftersom det har en lägre egenhastighet än förväntat,[18] samt en lägre metallicitet och litiumålder än Hyaderna.

En annan egenskap som gäller för unga stjärnor är förekomst av stoftskivor. För HD 41742 A och HD 41700 (C) observerade IRAS och ISO överskott av infraröd strålning,[19][20] som typiskt pekar på skivor av material som återutstrålar absorberat ljus vid rödare våglängder. I båda fallen har dock anledning mot överskotten hittats. För HD 41742 A kompenseras överskottet med 26 bågsekunder,[21] vilket är tillräckligt stort för att kontaminering från ett annat objekt sannolikt är ansvarig för överskottet, medan för HD 41700 (C) överskottet inte har bekräftats av Spitzer-observationer.[22]

Planetsökning[redigera | redigera wikitext]

HD 41700 (C) ingår i planetsökningsproverna CORALIE och Keck-HIRES.[23][24][25] Ingen variation har hittills meddelats, så stjärnan är sannolikt inte värd för en nära, lätt detekterbar jätteplanet.

Referenser[redigera | redigera wikitext]

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, HD 41742/41700, 27 mars 2022.

Noter[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ [a b c d e f g h i j k l] van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  2. ^ [a b] Høg, E.; et al. (2000). "The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars". The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. 355: L27. Bibcode:2000A&A...355L..27H. doi:10.1888/0333750888/2862.
  3. ^ [a b c d] A Modern Mean Stellar Color and Effective Temperatures (Teff) # Sequence for O9V-Y0V Dwarf Stars, E. Mamajek, 2011, website
  4. ^ [a b c d e f g h i] Casagrande, L.; et al. (2011). "New constraints on the chemical evolution of the solar neighbourhood and Galactic disc(s). Improved astrophysical parameters for the Geneva-Copenhagen Survey". Astronomy. 530: A138. arXiv:1103.4651. Bibcode:2011A&A...530A.138C. doi:10.1051/0004-6361/201016276. S2CID 56118016.
  5. ^ [a b] The relevant calculation for absolute magnitude is , where is the apparent magnitude and is the distance in light-years.
  6. ^ [a b] https://www.universeguide.com/star/28790/hd41742. Hämtad 2022-06-22.
  7. ^ [a b] Ammler-von Eiff, Matthias; Reiners, Ansgar (June 2012), "New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: are there two populations of differentially rotating stars?", Astronomy & Astrophysics, 542: A116, arXiv:1204.2459, Bibcode:2012A&A...542A.116A, doi:10.1051/0004-6361/201118724, S2CID 53666672.
  8. ^ HD 41742 (unistra.fr)Hämtad 2022-06-22.
  9. ^ [a b c d] Weise, P.; et al. (2010). "Rotational velocities of nearby young stars". Astronomy and Astrophysics. 517: A88. arXiv:1005.0984. Bibcode:2010A&A...517A..88W. doi:10.1051/0004-6361/201014453. S2CID 119267923.
  10. ^ HD 41700 (unistra.fr)Hämtad 2022-06-22.
  11. ^ [a b] Mason; et al. "WDS 06047-4505". The Washington Visual Double Star Catalog. Hämtad 2013-08-02.
  12. ^ van Albada-van Dien, E. (1985). "Photographic observations of visual double stars". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 60: 315. Bibcode:1985A&AS...60..315V.
  13. ^ Tokovinin, Andrei; et al. (2010). "Subsystems in Nearby Solar-type Wide Binaries". The Astronomical Journal. 140 (2): 510–517. arXiv:1006.1253. Bibcode:2010AJ....140..510T. doi:10.1088/0004-6256/140/2/510. S2CID 73629363.
  14. ^ [a b] Ehrenreich, D.; et al. (2010). "Deep infrared imaging of close companions to austral A- and F-type stars". Astronomy. 523: A73. arXiv:1007.0002. Bibcode:2010A&A...523A..73E. doi:10.1051/0004-6361/201014763. S2CID 54913363.
  15. ^ Shaya, Ed J.; Olling, Rob P. (January 2011), "Very Wide Binaries and Other Comoving Stellar Companions: A Bayesian Analysis of the Hipparcos Catalogue", The Astrophysical Journal Supplement, 192 (1): 2, arXiv:1007.0425, Bibcode:2011ApJS..192....2S, doi:10.1088/0067-0049/192/1/2, S2CID 119226823
  16. ^ Lagrange, A. -M.; et al. (2009). "Extrasolar planets and brown dwarfs around A-F type stars. VI. High precision RV survey of early type dwarfs with HARPS". Astronomy and Astrophysics. 495 (1): 335–352. arXiv:0809.4636. Bibcode:2009A&A...495..335L. doi:10.1051/0004-6361:200810105. S2CID 62894956.
  17. ^ Henry, Todd J.; et al. (1996). "LA Survey of Ca II H and K Chromospheric Emission in Southern Solar-Type Stars". The Astronomical Journal. 111: 439. Bibcode:1996AJ....111..439H. doi:10.1086/117796.
  18. ^ [a b c] Montes, D.; et al. (2001). "Late-type members of young stellar kinematic groups - I. Single stars" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 328 (1): 45–63. arXiv:astro-ph/0106537. Bibcode:2001MNRAS.328...45M. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x. S2CID 55727428.
  19. ^ Mannings, Vincent; Barlow, Michael J. (1998). "Candidate Main-Sequence Stars with Debris Disks: A New Sample of Vega-like Sources". The Astrophysical Journal. 497 (1): 330–341. Bibcode:1998ApJ...497..330M. CiteSeerX 10.1.1.502.7594. doi:10.1086/305432.
  20. ^ Decin, G.; et al. (2000). "The Vega phenomenon around G dwarfs". Astronomy and Astrophysics. 357: 533. Bibcode:2000A&A...357..533D.
  21. ^ Sylvester, Roger J.; et al. (2000). "Optical, infrared and millimetre-wave properties of Vega-like systems - IV. Observations of a new sample of candidate Vega-like sources". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 313 (1): 73–86. Bibcode:2000MNRAS.313...73S. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03194.x.
  22. ^ Hillenbrand, Lynne A.; et al. (2008). "The Complete Census of 70 μm-bright Debris Disks within "the Formation and Evolution of Planetary Systems" Spitzer Legacy Survey of Sun-like Stars". The Astrophysical Journal. 677 (1): 630–656. arXiv:0801.0163. Bibcode:2008ApJ...677..630H. doi:10.1086/529027. S2CID 17641245.
  23. ^ Mortier, A.; et al. (2013). "On the functional form of the metallicity-giant planet correlation". Astronomy. 551: A112. arXiv:1302.1851. Bibcode:2013A&A...551A.112M. doi:10.1051/0004-6361/201220707. S2CID 56350455.
  24. ^ Wright, J. T.; et al. (2004). "Chromospheric Ca II Emission in Nearby F, G, K, and M Stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 152 (2): 261–295. arXiv:astro-ph/0402582. Bibcode:2004ApJS..152..261W. doi:10.1086/386283. S2CID 16257628.
  25. ^ Isaacson, Howard; Fischer, Debra (2010). "Chromospheric Activity and Jitter Measurements for 2630 Stars on the California Planet Search". The Astrophysical Journal. 725 (1): 875–885. arXiv:1009.2301. Bibcode:2010ApJ...725..875I. doi:10.1088/0004-637X/725/1/875. S2CID 118577960.

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]

Vidare läsning[redigera | redigera wikitext]

v • r
Stjärnor i Akterskeppet
Bayer
Flamsteed
Variabler
HD
Övriga
Hämtad från ”https://sv.wikipedia.org/w/index.php?title=HD_41742&oldid=50765363”