MY Apodis: Skillnad mellan sidversioner
Ny sida |
(Ingen skillnad)
|
Nuvarande version från 21 december 2023 kl. 16.03
| MY Apodis | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Paradisfågeln |
| Rektascension | 14t 33m 07,636s[1] |
| Deklination | -81° 20′ 14,13″[1] |
| Skenbar magnitud () | +13,75 ± 0,01[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | DA4.1[2] |
| U–B | -0,530 |
| B–V | +0,25 |
| Variabeltyp | Pulserande vit dvärg[2][3] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +58,0[4] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -154,665[1] mas/år Dek.: -389,971[1] mas/år |
| Parallax () | 47,7874 ± 0,0295[1] |
| Avstånd | 68,25 ± 0,04 lå (20,93 ± 0,01 pc) |
| Absolut magnitud () | +11,86[2] |
| Detaljer | |
| Massa | 0,705 ± 0,023[5] M☉ |
| Radie | 0,011 ± 0,001[5] R☉ |
| Luminositet | 0,00347[6] L☉ |
| Temperatur | 12 330 ± 182[2] K |
| Andra beteckningar | |
| MY Apodis, GJ 2108, GSC 09439-00778, 2MASS J14330759-8120145, NLTT 37413, UCAC4 044-012005, USNO-B1.0 0086-00061848, MY Apodis, WD 1425-81, WD 1425-811, WISEA J143306.93-812018.1, Gaia DR3 5772718006135360128, Gaia DR2 5772718006135360128[7][8] | |
MY Apodis eller WD 1425-811 är en ensam stjärna[6] belägen i den södra delen av stjärnbilden Paradisfågeln. Den har en skenbar magnitud av ca 13,75[2] och kräver ett kraftfullt teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 2 på ca 47,79 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 68 ljusår (21 parsek) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca 58 km/s.[4]
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]MY Apodis är en blå till vit kompakt stjärna av spektralklass DA4.1.[2] Den har en massa som är lika med ca 0,71[5] solmassa, en radie som är ca 0,011[5] solradier och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca 0,0035[6] gånger solen vid en effektiv temperatur av ca 12 300 K.[9] Astroseismologiska modeller anger att stjärnan har ett tunt yttre väteskal med en massa på 1,0×10−4 solmassa, ett mellanliggande heliumskikt på 1,5 till 2,0×10−2 solmassor och en kärna av 20 procent kol och 80 procent syre som sträcker sig ut till 60 procent av stjärnradien.[10]
Denna kompakta stjärnrest är en pulserande vit dvärg (ZZ Ceti-stjärna) som varierar fotometriskt med en amplitud på 0,05 i skenbar magnitud.[3] Variabiliteten med låg amplitud hos denna ZZ Ceti-analog upptäcktes av James E. Hesser et al. 1974, som fann att den hade perioder på 192,75 ± 0,1 och 113,77 ± 0,1 sekunder.[9] År 2015 hade tio olika pulseringslägen identifierats då den hade varit stabil under fyra decennier av observation.[11]
Referenser
[redigera | redigera wikitext]- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, MY Apodis, 13 augusti 2023.
Noter
[redigera | redigera wikitext]- ^ [a b c d e f] 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.
- ^ [a b c d e f g] Gianninas, A.; et al. (2011). "A Spectroscopic Survey and Analysis of Bright, Hydrogen-rich White Dwarfs". The Astrophysical Journal. 743 (2): 27. arXiv:1109.3171. Bibcode:2011ApJ...743..138G. doi:10.1088/0004-637X/743/2/138. S2CID 119210906. 138.
- ^ [a b] Samus, N. N.; et al. (2017). "General Catalogue of Variable Stars". Astronomy Reports. 5.1. 61 (1): 80–88. Bibcode:2017ARep...61...80S. doi:10.1134/S1063772917010085. S2CID 255195566. Hämtad 2021-11-25.
- ^ [a b] Wegner, G. (February 1974). "A spectroscopic survey of southern hemisphere white dwarfs - IV. Radial velocities and space motions". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 166 (2): 271–280. Bibcode:1974MNRAS.166..271W. doi:10.1093/mnras/166.2.271.
- ^ [a b c d] Romero, A. D.; et al. (December 2013). "Asteroseismological Study of Massive ZZ Ceti Stars with Fully Evolutionary Models". The Astrophysical Journal. 779 (1): 24. arXiv:1310.4137. Bibcode:2013ApJ...779...58R. doi:10.1088/0004-637X/779/1/58. S2CID 53707228. 58.
- ^ [a b c] Toonen, S.; et al. (June 2017). "The binarity of the local white dwarf population". Astronomy & Astrophysics. 602: 23. arXiv:1703.06893. Bibcode:2017A&A...602A..16T. doi:10.1051/0004-6361/201629978. S2CID 12367523. A16.
- ^ MY Aps (unistra.fr). Hämtad 2023-12-21.
- ^ "MY Aps". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2021-11-24.
- ^ [a b] Hesser, J. E.; et al. (July 1977). "High-frequency stellar oscillations. XII. L19-2, a low-amplitude ZZ Ceti variable with periods of 193 and 114 seconds". Astrophysical Journal. 215: L75–L78. Bibcode:1977ApJ...215L..75H. doi:10.1086/182482.
- ^ Bradley, P. A. (May 2001). "Asteroseismological Constraints on the Structure of the ZZ Ceti Stars L19-2 and GD 165". The Astrophysical Journal. 552 (1): 326–339. Bibcode:2001ApJ...552..326B. doi:10.1086/320454. S2CID 121370579.
- ^ Sullivan, D. J.; Chote, P. (June 2015). Dufour, Patrick; Bergeron, Pierre; Fontaine, Gilles (eds.). The Frequency Stability of the Pulsating White Dwarf L19-2. 19th European Workshop on White Dwarfs, Proceedings of a conference held at the Université de Montréal, Montréal, Canada 11-15 August 2014. ASP Conference Series. Vol. 493. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. p. 199. Bibcode:2015ASPC..493..199S.
Externa länkar
[redigera | redigera wikitext]
| ||||||||||||||||
