葛利斯915
觀測資料 曆元 J2000[1] | |
---|---|
星座 | 鳳凰座 |
星官 | |
赤經 | 00h 02m 10.766s[1] |
赤緯 | -43° 09′ 56.02″[1] |
視星等(V) | 12.76[2] |
特性 | |
光谱分类 | DAP5.8[3] |
视星等 (B) | 13.12[1] |
视星等 (V) | 12.76[2] |
视星等 (RKC) | 12.82[4] |
视星等 (IKC) | 12.66[4] |
视星等 (J) | 12.60 ± 0.03[4] |
视星等 (H) | 12.43 ± 0.02[4] |
视星等 (KS) | 12.45 ± 0.02[4] |
天体测定 | |
徑向速度 (Rv) | -58.8 ± 10.8[5] km/s |
自行 (μ) | 赤经:589[4] mas/yr 赤纬:-664[4] mas/yr |
视差 (π) | 122.27 ± 1.13[4] mas |
距离 | 26.7 ± 0.2 ly (8.18 ± 0.08 pc) |
绝对星等 (MV) | 13.20[2][4][note 1] |
詳細資料 | |
質量 | 0.85 ± 0.01[4] M☉ |
半徑 | 0.0097[4][note 2] R☉ |
表面重力 (log g) | 8.39 ± 0.01[4] |
溫度 | 8570 ± 50[2] K |
年齡 | 1.82 ± 0.06[4][note 3] Gyr |
其他命名 | |
參考資料庫 | |
SIMBAD | 资料 |
葛利斯915(Gliese 915),或編號為WD 2359-434、LHS 1005、L 362-81,是一顆距離地球相對較近的白矮星,光譜型 DAP5.8[3]。該天體是單一白矮星,位於鳳凰座,是鳳凰座內距離地球最近的天體。
距離
葛利斯915可能是距離地球第11近的白矮星,或者可能是第9、10或12(參見葛利斯293、GJ 1087和葛利斯518)。近年該天體最精密的距離量測結果是來自近星研究团体(Research Consortium on Nearby Stars,RECONS)以托洛洛山美洲際天文台的口徑0.9公尺望遠鏡進行托洛洛山美洲際天文台視差調查(Cerro Tololo Inter-American Observatory Parallax Investigation,CTIOPI)成果;並於2009年發表在太陽近鄰天體(The Solar Neighborhood,TSN)系列論文的第21篇論文中[7]。根據 Subasavage 等人於2009年發表內容,結果為[4]:122.27 ± 1.13 mas,相當於8.18 ± 0.08 秒差距或26.68 ± 0.25 光年。
葛利斯915距離推測
來源 | 論文 | 視差 mas | 距離(秒差距) | 距離(光年) | 參考 |
---|---|---|---|---|---|
Woolley | Woolley et al. 1970 | 122 ± 8 | 8.2 ± 0.6 | 26.7 ± 1.9 | [8] |
GJ, 3rd version | Gliese, Jahreiss 1991 | 128.2 ± 6.4 | 7.80 ± 0.41 | 25.44 ± 1.37 | [9] |
YPC, 4th edition | van Altena et al. 1995 (页面存档备份,存于互联网档案馆) | 127.4 ± 6.8 | 7.85 ± 0.44 | 25.60 ± 1.44 | [6] |
CTIOPI 0.9 m | TSN 21 (Subasavage et al. 2009 (页面存档备份,存于互联网档案馆)) | 122.27 ± 1.13 | 8.18 ± 0.08 | 26.68 ± 0.25 | [4] |
最精確的預測以粗體表示。
物理性質
葛利斯915的質量是0.85 ± 0.01倍太陽質量[4]。它的表面重力是 108.39 ± 0.01(2.45 · 108)cm·s−2[4],或者是地球表面重力的25萬倍,這是以半徑值6780公里(地球的1.06倍)推估得知。
葛利斯915是相對高溫而年輕的白矮星,表面溫度為8570 ± 50 K[2]。它的冷卻年齡,即白矮星形成時間(不含主序星和巨星持續時間)是18.2 ± 0.6億年[4]。葛利斯915在外觀上應呈現藍白色,類似A型主序星。
就跟所有白矮星一樣,葛利斯915是由密度極高的電子簡併態物質組成。它的平均密度是1,300,000 g·cm−3[4][note 4],即每立方毫米的葛利斯915組成物質重量即有1.3公斤。
前身星的主序星狀態
就如同所有的致密星,葛利斯915也曾經是主序星,之後演化成為巨星,並且在所有熱核反應燃料耗盡,失去大多數物質後成為現在的白矮星。根據一篇2010年的博士論文[10],以伍德模型 D[11]初始-最終質量關係與 Holberg 等人於2008年推測的葛利斯915的質量值0.97 ± 0.03 M☉[2]。它的前身星主序星質量約7.09 M☉。根據計算成為白矮星前的主序星持續時間公式10 · (MMS/M☉)2.5 (十億年)[11],葛利斯915在主序星時期的持續時間為7000萬年。
另一個由 Subasavage 等人於2009年所推測質量是0.85 ± 0.01 M☉[4],以同樣方式計算的主序星質量結果則是6.03 M☉,主序星持續時間則是1.1億年,相當於B型主序星的狀態。
根據 Weidemann 於2000年發表論文中的初始-最終質量關係[12],葛利斯915的主序星前身星質量應是4.6 M☉,主序星持續時間則是2.2億年,應是B型主序星。
注釋
參考資料
- ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7 1.8 GJ 915 -- White Dwarf. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. [2011-11-03]. (原始内容存档于2020-08-06).
- ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7 Holberg, J. B.; Sion; Oswalt; McCook; Foran; Subasavage. A NEW LOOK AT THE LOCAL WHITE DWARF POPULATION. The Astronomical Journal. 2008, 135: 1225–1238. Bibcode:2008AJ....135.1225H. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1225.
- ^ 3.0 3.1 3.2
Sion, Edward M.; Holberg; Oswalt; McCook; Wasatonic. THE WHITE DWARFS WITHIN 20 PARSECS OF THE SUN: KINEMATICS AND STATISTICS. The Astronomical Journal. 2009, 138: 1681–1689. Bibcode:2009AJ....138.1681S. arXiv:0910.1288
. doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681.
- ^ 4.00 4.01 4.02 4.03 4.04 4.05 4.06 4.07 4.08 4.09 4.10 4.11 4.12 4.13 4.14 4.15 4.16 4.17 4.18 4.19 Subasavage, John P.; Jao; Henry; Bergeron; Dufour; Ianna; Costa; Mendez. THE SOLAR NEIGHBORHOOD. XXI. PARALLAX RESULTS FROM THE CTIOPI 0.9 m PROGRAM: 20 NEW MEMBERS OF THE 25 PARSEC WHITE DWARF SAMPLE. The Astronomical Journal. 2009, 137: 4547–4560. Bibcode:2009AJ....134.4547S. doi:10.1088/0004-6256/137/6/4547.
- ^ Pauli, E.-M.; Napiwotzki; Heber; Altmann, and Odenkirchen. 3D kinematics of white dwarfs from the SPY project. II.. Astronomy and Astrophysics. 2006, 447: 173–184. Bibcode:2006A&A...447..173P. arXiv:astro-ph/0510494
. doi:10.1051/0004-6361:20052730. (see Table 8 (页面存档备份,存于互联网档案馆))
- ^ 6.0 6.1 Yale Trigonometric Parallaxes, Fourth Edition (van Altena+ 1995). [2022-03-04]. (原始内容存档于2016-03-04).
- ^ The Solar Neighborhood (TSN) Series in The Astronomical Journal. [2013-10-26]. (原始内容存档于2021-04-26).
- ^ Stars within 25 pc of the Sun (Woolley+ 1970). [2022-03-04]. (原始内容存档于2016-03-04).
- ^ Nearby Stars, Preliminary 3rd Version (Gliese+ 1991). [2022-03-04]. (原始内容存档于2020-07-23).
- ^ Matías Cristóbal Radiszcz Sotomayor, BINARIEDAD ESTELAR Y SUB-ESTELAR EN ENANAS BLANCAS CERCANAS[永久失效連結]
- ^ 11.0 11.1 Wood, M. A. Constraints on the age and evolution of the Galaxy from the white dwarf luminosity function. The Astrophysical Journal. 1992, 386: 539–561. Bibcode:1992ApJ...386..539W. doi:10.1086/171038.
- ^ Weidemann, V. Revision of the initial-to-final mass relation. Astronomy and Astrophysics. 2000, 363: 647–656. Bibcode:2000A&A...363..647W.
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