WD 1337+705
| WD 1337+705 | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Lilla björnen |
| Rektascension | 13t 38m 50,4781 s[1] |
| Deklination | +70° 17′ 07,6414 ″[1] |
| Skenbar magnitud () | 12,773 |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | DA2.4[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +26[3] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -402,093 ± 0,078[1] mas/år Dek.: -24,608 ± 0,068[1] mas/år |
| Parallax () | 37,7083 ± 0,0422[1] |
| Avstånd | 86,49 ± 0,10 lå (26,52 ± 0,03 pc) |
| Absolut magnitud () | +10,56[2] |
| Detaljer | |
| Massa | 0,59[2] M☉ |
| Luminositet | 0,03[4] L☉ |
| Temperatur | 21 290[2] K |
| Andra beteckningar | |
| HIP 66578, FBS B 897, FBS 1337+705, G 238-44, HIC 66578, LSPM J1338+7017, 2MASS J13385054+7017077, NLTT 34829, PG 1337+705 PLX 3124, TYC 4405-1633-1, UCAC4 802-021398, USNO-B1.0 1602-00099649, uvby98 980238044, WD 1337+70, WD 1337+705, WD 1337+701, WISEA J133849.63+701707.4, Gaia DR3 1686708050268594944, Gaia DR2 1686708050268594944[3] | |
WD 1337+705 är en ensam stjärna i den södra delen av stjärnbilden Lilla björnen. Den har en skenbar magnitud av ca 12,77 och kräver ett kraftfullt teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 2 på ca 37,7 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 86,5 ljusår (ca 26,5 parsek) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på 26 km/s.[3]
Egenskaper
WD 1337+705 är en blå till vit dvärgstjärna i huvudserien av spektralklass DA2.4.[2] Den har en massa som är ca 0,59[2] solmassa och har ca 0,03[4] gånger solens utstrålning av energi från dess fotosfär vid en effektiv temperatur av ca 21 300 K.[2]
År 1997 upptäckte Jay Holberg et al. magnesium i stjärnans spektrum, vilket tyder på att den har en följeslagare med låg massa eller tar upp en ansamling av omgivande material eftersom stjärnans temperatur inte är tillräckligt hög för dess inneboende emission.[5] Trots detta har inga direkta bevis för en omgivande stoftskiva, som ett överskott av infraröd strålning, kommit fram.[6]
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, WD 1337+705, 14 maj 2023..
Noter
- ^ [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.; Bergeron, P.; Ruiz, M. T. (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 c] HIP 66578 (unistra.fr). Hämtad 2023-06-11.
- ^ [a b] Bannister, N. P.; Barstow, M. A.; Holberg, J. B.; Bruhweiler, F. C. (2003). "Circumstellar features in hot DA white dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 341 (2): 477–95. arXiv:astro-ph/0301204. Bibcode:2003MNRAS.341..477B. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06409.x. S2CID 122754617.
- ^ Holberg, Jay; Barstow, M.A.; Green, Elizabeth M. (1997). "The Discovery of Mg II λ4481 in the White Dwarf EG 102: Evidence for Ongoing Accretion". The Astrophysical Journal. 474 (2): L127–L130. Bibcode:1997ApJ...474L.127H. doi:10.1086/310446.
- ^ Dickinson, N. J.; Barstow, M. A.; Welsh, B. Y.; Burleigh, M.; Farihi, J.; Redfield, S.; Unglaub, K. (2012). "The origin of hot white dwarf circumstellar features". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 423 (2): 1397–1410. arXiv:1203.5226. Bibcode:2012MNRAS.423.1397D. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20964.x. S2CID 119212643.
| |||||||||||||||||||
Media som används på denna webbplats
Författare/Upphovsman: IAU and Sky & Telescope magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg), Licens: CC BY 3.0
IAU Ursa Minor chart
