Прејди на содржината

V1400 Кентаур

Од Википедија — слободната енциклопедија

Координати: Ѕвездена карта &1000000000000001400000014ч &1000000000000000700000007м &1000000000004793000000047,930с, −&1000000000000003950000039° &1000000000000004500000045′ &1000000000000427700000042,77″

V1400 Кентаур

Слика од V1400 Кентаур направена од Dark Energy Survey
Податоци од набљудување
Епоха J2000      Рамноденица J2000
Соѕвездие Кентаур
Ректасцензија 14ч 07м &1000000000479297600000047,92976с[1]
Деклинација −39° 45′ &1000000000042767100000042,7671″[1]
Прив. величина (V) 12,2 -
15,6[2]
Особености
Развојна фаза Пред главната низа[3]
Спектрален тип K5 IVe Li[3][4]
Променлив тип вртежна ѕвезда од типот на T Бик и затемнувачка[2]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)5,904 ± 0,151[4] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: −23,108 ± 0,015[1] млс/г
Дек.: −21,048 ± 0,017[1] млс/г
Паралакса (π)7.2351 ± 0.0140[1] млс
Оддалеченост450,8 ± 0,9 сг
(138,2 ± 0,3 пс)
Податоци
МасаGaia DR3 со магнетизам:[5]
0,977 0,023
0,045 solar mass
Gaia DR3 without magnetism:[5]
0,891 0,062
0,144 solar mass
Gaia DR2 без магнетизам:[6](стр.2)
0,95 ± 0,10 M☉
Полупречник1,0661 0,0062
0,0139[7] R☉
Површ. грав. (log g)4,302 0,0243
0,0243[7]
Сјајност0,3431 0,0067
0,0064[7] L☉
Температура4.343 24
29[7] K
Вртење3,206 ± 0,002[8](стр.6)[б 1]
Вртежна брзина (v sin i)14,6 ± 0,4[9] км/с
Други ознаки
V1400 Cen, GSC 07807-00004, 2MASS J14074792–3945427, WISE J140747.91–394542.9, 1SWASP J140747.93–394542.6, ASAS J140748–3945.7[4]
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

 

V1400 кентаур се наоѓа во истоименото соѕвездие.
V1400 кентаур се наоѓа во истоименото соѕвездие.
V1400 Кентаур
class=notpageimage|
Местоположба на V1400 Кентаур во соѕвездието Кентаур

V1400 Кентаур, исто така позната како 1SWASP J140747.93−394542.6 или едноставно J1407 — млада ѕвезда од пред главната низа која била затемнета од веројатното подѕвездено тело J1407b што слободно лебдел во април-јуни 2007 година. Со старост од околу 20 милиони години, ѕвездата е масивна како Сонцето и се наоѓа во соѕвездието Кентаур на растојание од 451 светлосни години од Сонцето. V1400 Кентаур е член на подгрупата Горен Кентау-Лупус на здружението Скорпија-Кентаур, група млади, движечки ѕвезди блиску до Сонцето.

Историја на името и каталогот

[уреди | уреди извор]

Ѕвездата била каталогизирана уште во 1990-тите од страна на Хабл во каталогот на ѕвезди-водилки, кој ја идентификувал ѕвездата и ја измерил нејзината позиција во пар фотографски плочи направени помеѓу 1974 и 1979 година.[10] Ѕвездата е каталогизирана со други истражувања на небото, вклучувајќи го и Целосното автоматизирано истражување на небото (ЦАИН), истражувањето на целото небо со два микрони (2MASS), пребарувањето за планети со супер широк агол (1SWASP) и Инфрацрвеното истражување со широко поле (WISE)).[4] Вообичаено во овие каталози, ѕвездата добива ознаки како 1SWASP J140747.93–394542.6, што го содржи името на истражувањето проследено со место на ѕвездата во екваторијални координати. Бидејќи таквите ознаки можат да бидат тешки, истражувачите едноставно ја нарекуваат ѕвездата „J1407“.[3](стр.5)[11] Ѕвездата ја добила официјалната ознака за променлива ѕвезда V1400 Кентаур во 2015 година, кога била додадена во Општиот каталог на променливи ѕвезди на Меѓународниот астрономски сојуз.[12] Истражувачки труд од 2018 година за ѕвездите со необични периоди на затемнување, ја нарекува V1400 Кентаур „Објектот на Мамајек“, по астрономот Ерик Мамајек кој го идентификувало необичното затемнување на ѕвездата во 2007 година[13].

Ѕвездени својства

[уреди | уреди извор]

Местоположба и возраст

[уреди | уреди извор]

V1400 Кентаур се наоѓа во соѕвездието Кентаур, околу 40 степени јужно од небесниот екватор. Најновите мерења на паралакса од вселенското летало Гаја покажуваат дека V1400 Кентаур се наоѓа на 450.8 ± 0.9 светлосни години (138.2 ± 0.3 парсеци) од Сонцето.[1] Набљудувањата на позицијата на Кентаур V1400 со текот на времето покажало дека таа има сооствено движење кон југозапад [б 2] во согласност со она на здружението на Скорпија-Кентаур, ѕвездено здружение на млади ѕвезди на возраст меѓу 11-17 милиони години и растојанија помеѓу 118–145 пс (380–470 сг) од Сонцето.[3](стр.4) Здружението на Скорпија-Кентаур е најблиското ѕвездено здружение до Сонцето и се верува дека настанало од молекуларен облак кој оттогаш бил однесен од ѕвездените ветрови на најмасивните ѕвезди во здружението.[14](стр.236, 250)

V1400 Кентаур е најблиску до подгрупата Горен Кентаур-Лупус од здружението Скорпија-Кентаур, која има опсег на возраст од 14-18 милиони години и опсег на растојание од 115–141 пс (380–460 сг).[3](стр.5-6)Со оглед на сличното растојание и правилното движење на V1400 Кентаур, тој многу веројатно припаѓа на здружението Скорпија-Кентаур, што би значело дека мора да биде млада ѕвезда во опсегот на возраст од подгрупата Горен Кентаур-Лупус. Проценката од 2012 година за возраста на V1400 Кентаур претпоставува дека е еднаква на 16 милиони години, просечната возраст на подгрупата Горен Кентаур-Лупус, додека проценката за 2018 година од мерењата на Гаја ја става возраста на ѕвездата на 21,38 4,30
7,60 милиони години.[6](стр.2)

Спектрален тип и физички карактеристики

[уреди | уреди извор]

V1400 Кентаур е ѕвезда од пред главната низа од спектралната класа K5 IVe Li. „К“ значи дека V1400 Кентаур е портокалова ѕвезда од К-тип, а соседниот број „5“ ја рангира релативната температура на V1400 Кентаур на скала од 9 (најстудени) до 0 (најтопли) за ѕвезди од К-тип. На V1400 Кентаур му е дадена класата на подџиновска осветленост „IV“, бидејќи има посветла сјајност од ѕвездите од главната низа од типот К (класа на сјајност V). [б 3] Буквата „е“ означува дека V1400 Кентаур покажува слаби спектрални линии на водород-алфа во својот видлив светлосен спектар. И на крај, „Li“ покажува дека V1400 Кентаур има изобилство со литиум.

Мерењата од третото и најново објавување податоци на вселенското летало Гаја (Gaia DR3) покажуваат дека V1400 Кентаур е околу 7% поголема од Сонцето во полупречник (1.07 R☉ (740,000 kм; 460,000 ми)[7]), но е нешто помалку масивно од Сонцето. Во зависност од тоа дали магнетните ефекти се земени предвид во ѕвездениот развој на V1400 Кентаур или не, масата на ѕвездата може да биде или 0,98 или 0,89 сончеви маси, соодветно.[5](стр.4) Младите ѕвезди имаат тенденција да бидат магнетно активни,[15] и занемарувањето на нивните магнетни ефекти резултира со потценување на нивната маса.  Постара проценка на масата на V1400 Кентаур од второто објавување податоци на Гаја (Gaia DR2) во 2018 година дава 0,95, но не ги зема предвид магнетните ефекти.[6](стр.2)

V1400 Кентаур е поладна и помалку сјајна од Сонцето, со делотворна температура од околу 4,300 K (4,030 °C; 7,280 °F) и сјајност околу 34% од онаа на Сонцето. V1400 Кентаур има проценета површинска гравитација од околу 200 (над 20 пати поголема од гравитацијата на Земјата), врз основа на мерењата на Gaia на осветленоста, растојанието и бојата на ѕвездата. [б 4] Мерењата на Гаја исто така покажуваат дека V1400 Кентаур има помала металичност од Сонцето. [б 5] Гледано од Земјата, V1400 Кентаур изгледа маргинално поцрвена од типична ѕвезда од типот К5 поради згаснување на светлината од меѓуѕвездената прашина помеѓу Земјата и ѕвездата. [б 6] Ѕвездата не покажува вишок топлинска емисија во блиските и средните инфрацрвени бранови должини и нема силни емисиони линии во нејзиниот спектар, што укажува на тоа дека нема значителен насобирачки диск или протопланетарен диск.[3](стр.10)

Вртење и варијабилност

[уреди | уреди извор]

Како и повеќето млади ѕвезди, V1400 Кентаур се врти брзо со период на вртење од приближно 3,2 денови. Брзото вртење на V1400 Кентаур го зацврстува нејзиното магнетно поле преку динамо-процесот, што доведува до формирање на ѕвездени дамки на нејзината површина.[8](стр.6) Како што се врти V1400 Кентаур, нејзините ѕвездени дамки излегуваат од видот, предизвикувајќи светлината на ѕвездата периодично да флуктуира за 5%, или околу 0,1 величини во амплитуда. Периодот на вртење на ѕвездата варира за 0,02 дена во текот на циклусот на магнетна активност долг 5,4 години, поради долгорочното движење на ѕвездените точки низ диференцијално ротирачката површина на ѕвездата. Познато е дека V1400 Кентаур емитува меки рендгенски зраци поради тоа што нејзината корона се загрева со нејзиното вртежливо зацврстено магнетно поле.[17] Поради својата млада возраст, варијабилноста на ѕвездените точки и недостатокот на насобирање на прашина, V1400 Кентаур е класифицирана како променлива од типот T Бик.[2][9](стр.412)

Спектроскопските мерења на доплеровото проширување во спектралните линии на апсорпција на Кентаур V1400 покажуваат дека ѕвездата има проектирана ротациона брзина од 14,6 ± 0,4.[9](стр.415–416) Со оглед на периодот на вртење, полупречникот и температурата на Кентаур V1400, вистинската екваторијална брзина на вртење на ѕвездата е 15,7 ± 1,7, што покажува дека оската на вртење на ѕвездата е наклонета 68 ± 10 во однос на видната линија на Земјата.

Затемнување од 2007 година од J1407b

[уреди | уреди извор]
Светлосна крива на визуелен опсег на V1400 Кентаур, што го прикажува затемнувањето од 2007 година. Главниот заговор ги прикажува податоците на SuperWASP.[18] Вметнатиот заплет, адаптиран од Мамајек и неговите соработници ги прикажува податоците во близина на средината на затемнувањето. Виолетовите маркери ги покажуваат паровите на мали падови на осветленоста поради затемнувањето на прстените.[19]
Симулација на J1407b што го затемнува V1400 Кентаур во текот на 2007 година. Заплетот на кривата на светлината подолу ги илустрира промените на осветленоста на V1400 Кентаур за време на затемнувањето. Структурата на прстенот на J1407b и портокаловата крива на светлината претставуваат најдобар модел за фотометриските податоци на SuperWASP, кои се прикажани во жолти точки

V1400 затемнувањето на Кентаур од страна на J1407b било откриено на 3 декември 2010 година од Марк Пеко, кој во тоа време бил дипломиран студент под надзор на Ерик Е. Мамајек на Универзитетот во Рочестер.[20] Тој и неговит соработници го објавиле откритието во 2012 година. Тимот на Мамајек првично претпоставувал дека J1407b е прстенеста вонсончева планета или кафеаво џуџе што орбитира околу ѕвездата, но тоа оттогаш е неповолно од подоцнежните проучувања. V1400 Кентаур не покажува повторливи затемнувања, набљудувањата на телескопот не покажале придружници кои орбитираат, а дискот на J1407b би бил нестабилен доколку орбитира околу ѕвездата, што сугерира дека J1407b веројатно не орбитира околу V1400 Кентаур и наместо тоа е слободно лебдечки објект кој случајно поминал пред ѕвездата. Во овој случај, случајното затемнување на V1400 Кентаур на J1407b би се сметало за исклучително редок настан што никогаш повеќе нема да се повтори.[20][21](стр.9)

Снимањето со висока резолуција од Големата милиметарска низа Атакама (АЛМА) во 2017 година открило единствен објект во близина на V1400 Кентаур, кој може да биде J1407b. Растојанието на објектот од V1400 Кентаур се смета дека се совпаѓа со очекуваното растојание поминато од J1407b доколку тоа е објект што слободно лебди. Светлината на објектот сугерира на правлив циркупланетарен диск кој опкружува објект со планетарна маса под 6 јупитерови маси. Меѓутоа, објектот е забележан од АЛМА само еднаш, па сè уште не е познато дали се работи за објект во преден план што се движи или галаксија во неподвижна позадина. Неодамнешните набљудувања на АЛМА во јуни и јули 2024 година ќе потврдат дали овој објект е J1407b или не.[22]

Белешки

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ 3,206 ± 0,002 е просечниот период на вртење на V1400 Кентаур во текот на неговиот 5,4-годишен циклус на магнетна активност.[8](стр.6)
  2. ↑ Правилното движење е поделено на компоненти на десно воздигнување (RA) и деклинација (Дек). Според конвенцијата, позитивниот RA е кон исток, а позитивниот декември е на север во екваторијалниот координатен систем. Измерените компоненти за правилно движење на V1400 Centauri се −23,108 ± 0,015 mas/год и −21,048 ± 0,017 mas/год во RA и декември, соодветно .[1] Бидејќи и двете компоненти RA и Dec на правилното движење на V1400 Кентаур се негативни, нејзиното правилно движење е насочено кон западниот и јужниот правец, па оттука и југозапад.
  3. ↑ Терминот „подџин“ и неговата поврзана класа на сјајност „IV“ може да се однесуваат на животна фаза помеѓу главната низа и џиновската фаза близу крајот на животот на ѕвездата, или може строго да се однесува само на сјајноста на ѕвездата. Во случајот со V1400 Кентаур, се користи последната дефиниција бидејќи е соодветна за младата возраст на ѕвездата.
  4. ↑ Табелата Gaia DR3 дава log g = 4.302 како основен 10 логаритам на површинската гравитација во cgs единици.[1] Подигнување на 10 на моќта на log g дава гравитација на површината на ѕвездата g ви cgs едници на cm/s2. Конвертирање на резултатот во SI единици за забрзување од m/s2 дава g ≈ 200,4 m/s2 за површината на V1400 Кенбтаур.
  5. ↑ Табелата Gaia DR3 ја дава металноста [Fe/H] (изобилство на железо во однос на Сонцето) како основна 10 логаритамска количина. V1400 Centauri има негативна [Fe/H] металичност од -0,1903, што укажува на помало изобилство на железо од Сонцето.[1]
  6. ↑ Најновата проценка за V1400 Кентаур на индексот на изумирање е E(GBP–GRP) = 0,0414 0,0518
    0,0314     маг, пд Gaia DR3 (2022).[7] Мамајек и сор. (2012) тврделе дека V1400 Кентаур е конзистентентна со тоа што е малку поцрвенета,[3](стр.5) додека ван Верховен и сор. (2014) тврделе дека е статистички конзистентна со тоа што е незацрвенета.[16][16](стр.2848)

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 1,7 Vallenari, A.; и др. (Gaia collaboration) (2023). „Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties“. Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875 Проверете ја вредноста |s2cid= (help). Запис на Gaia DR3 за овој извор на VizieR.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 „V1400 Cen“. International Variable Star Index. AAVSO. Архивирано од изворникот 1 August 2023. Посетено на 1 August 2023.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 Mamajek, Eric E.; Quillen, Alice C.; Pecaut, Mark J.; Moolekamp, Fred; Scott, Erin L.; Kenworthy, Matthew A.; и др. (March 2012). „Planetary Construction Zones in Occultation: Discovery of an Extrasolar Ring System Transiting a Young Sun-like Star and Future Prospects for Detecting Eclipses by Circumsecondary and Circumplanetary Disks“. The Astronomical Journal. 143 (3): 15. arXiv:1108.4070. Bibcode:2012AJ....143...72M. doi:10.1088/0004-6256/143/3/72. S2CID 55818711. 72.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 „V* V1400 Cen“. SIMBAD. Центар за астрономски податоци во Стразбур. (англиски)
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 Fernandes, Rachel B.; Hardegree-Ullman, Kevin K.; Pascucci, Ilaria; Bergsten, Galen J.; Mulders, Gijs D.; Cunha, Katia; и др. (October 2023). „Using Photometrically Derived Properties of Young Stars to Refine TESS's Transiting Young Planet Survey Completeness“. The Astronomical Journal. 166 (4): 12. arXiv:2308.13039. Bibcode:2023AJ....166..175F. doi:10.3847/1538-3881/acf4f0. 175. Gaia DR3 data table and mass estimates for V1400 Centauri at VizieR.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 Mentel, R. T.; Kenworthy, M. A.; Cameron, D. A.; Scott, E. L.; Mellon, S. N.; Hudec, R.; и др. (November 2018). „Constraining the period of the ringed secondary companion to the young star J1407 with photographic plates“. Astronomy & Astrophysics. 619: 7. arXiv:1810.05171. Bibcode:2018A&A...619A.157M. doi:10.1051/0004-6361/201834004. S2CID 55015149. A157.
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 7,5 Gaia Collaboration (May 2022). „VizieR Online Data Catalog: Gaia DR3 Part 1. Main source“. VizieR. Centre de données astronomiques de Strasbourg. I/355. Bibcode:2022yCat.1355....0G. doi:10.26093/cds/vizier.1355.
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 Barmentloo, S.; Dik, C.; Kenworthy, M. A.; Mamajek, E. E.; Hambsch, F.-J.; Reichart, D. E.; и др. (August 2021). „A search for transiting companions in the J1407 (V1400 Cen) system“. Astronomy & Astrophysics. 652: 8. arXiv:2106.15902. Bibcode:2021A&A...652A.117B. doi:10.1051/0004-6361/202140768. S2CID 235683556 Проверете ја вредноста |s2cid= (help). A117.
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 Kenworthy, M. A.; Lacour, S.; Kraus, A.; Triaud, A. H. M. J.; Mamajek, E. E.; Scott, E. L.; и др. (January 2015). „Mass and period limits on the ringed companion transiting the young star J1407“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 446 (1): 411–427. arXiv:1410.6577. Bibcode:2015MNRAS.446..411K. doi:10.1093/mnras/stu2067.
  10. ↑ Lasker, B. M.; Russell, J. L.; Jenker, H.; Sturch, C. R.; McLean, B. J.; Shara, M. M. (February 1996). „VizieR Online Data Catalog: The HST Guide Star Catalog, Version 1.1“. VizieR. Centre de données astronomiques de Strasbourg. I/220. Bibcode:1996yCat.1220....0L.
  11. ↑ Kenworthy, M. A.; Klaasen, P. D.; Min, M.; van der Marel, N.; Bohn, A. J.; Kama, M.; и др. (January 2020). „ALMA and NACO observations towards the young exoring transit system J1407 (V1400 Cen)“. Astronomy & Astrophysics. 633: 6. arXiv:1912.03314. Bibcode:2020A&A...633A.115K. doi:10.1051/0004-6361/201936141. A115.
  12. ↑ Kazarovets, E. V; Samus, N. N; Durlevich, O. V; Kireeva, N. N; Pastukhova, E. N (October 2015). „The 81st Name-List of Variable Stars. Part I - RA 00h to 17h30“ (PDF). Information Bulletin on Variable Stars. 6151 (1): 22. Bibcode:2015IBVS.6151....1K.
  13. ↑ Saito, R. K.; Minniti, D.; Ivanov, V. D.; Catelan, M.; Gran, F.; Baptista, R.; и др. (February 2019). „VVV-WIT-07: another Boyajian's star or a Mamajek's object?“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 482 (4): 5000–5006. arXiv:1811.02265. Bibcode:2019MNRAS.482.5000S. doi:10.1093/mnras/sty3004.
  14. ↑ Preibisch, Thomas; Mamajek, Eric (December 2008). „The Nearest OB Association: Scorpius-Centaurus (Sco OB2)“ (PDF). Во Reipurth, Bo (уред.). Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky. 5. ASP Monograph Publications. стр. 235–284. arXiv:0809.0407. Bibcode:2008hsf2.book..235P. ISBN 978-1-58381-671-4. Посетено на 14 July 2024.
  15. ↑ Mathur, Savita; Claytor, Zachary R.; Santos, Ângela R. G.; García, Rafael A.; Amard, Louis; Bugnet, Lisa; и др. (June 2023). Evolution of rotation and magnetic activity of solar-like stars with age:magneto-(gyro-)chronology. PLATO Stellar Science Conference 2023. Milazzo, Italy. Bibcode:2023plat.confE..36M. doi:10.5281/zenodo.8140785. 404.04.
  16. ↑ 16,0 16,1 van Werkhoven, T. I. M.; Kenworthy, M. A.; Mamajek, E. E. (July 2014). „Analysis of 1SWASP J140747.93-394542.6 eclipse fine-structure: hints of exomoons“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 441 (4): 2845–2854. Bibcode:2014MNRAS.441.2845V. doi:10.1093/mnras/stu725.
  17. ↑ „Young Stars and Star Clusters“. Chandra X-ray Observatory. NASA. 10 August 2012. Посетено на 14 July 2024.
  18. ↑ „Search SuperWASP Time Series“. NASA Exoplanet Archive. NASA. Архивирано од изворникот 27 November 2022. Посетено на 27 November 2022. (In the "Include location search around coordinates / object names" box, type "V1400 Centauri" and then click "Submit Search".)
  19. ↑ „JD Date/Time Converter“. Solar System Dynamics. JPL/NASA. Посетено на 25 July 2024.
  20. ↑ 20,0 20,1 Kenworthy, Matthew A. (27 July 2024). „J1407b“. Архивирано од изворникот 28 July 2024. Посетено на 28 July 2024.
  21. ↑ Kenworthy, M. A.; Mamajek, E. E. (February 2015). „Modeling giant extrasolar ring systems in eclipse and the case of J1407b: sculpting by exomoons?“. The Astrophysical Journal. 800 (2): 10. arXiv:1501.05652. Bibcode:2015ApJ...800..126K. doi:10.1093/mnras/stu2067. S2CID 56118870. 126.
  22. ↑ „ALMA Science Archive“. National Radio Astronomy Observatory. Архивирано од изворникот 24 July 2024. Посетено на 23 July 2024.

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Тела во соѕвездието Кентаур
Ѕвезди
(список)
Бајер
Флемстид
Променливи
HR
HD
Други
Ѕвездени
јата
Расеани
Збиено
Маглини
HII
Отсјајни
Планетарни
ОСН
Галаксии
NGC
Други
Галактички
јата
Други
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=V1400_Кентаур&oldid=5262706“