GD 356
|
Observationsdata Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| Konstellation | Draco |
| Rätt uppstigning | 16 h 40 m 57,16 s |
| Deklination | +53° 41′ 09,6″ |
| Skenbar magnitud (V) | 15.06 |
| Egenskaper | |
| Spektral typ | DC7 |
| Skenbar magnitud (B) | ~15.39 |
| Skenbar magnitud (V) | ~15.06 |
| Skenbar magnitud (R) | ~15.1 |
| Skenbar magnitud (I) | ~14,0 |
| Skenbar magnitud (J) | ~14.493 |
| Skenbar magnitud (H) | ~14.479 |
| Skenbar magnitud (K) | ~14.369 |
| U−B färgindex | -0,52 |
| B−V färgindex | +0,33 |
| Variabel typ | 0,2 % under 115 minuter |
| Astrometri | |
| Radiell hastighet (R v ) | 25 km/s |
| Korrekt rörelse (μ) | RA: -0,125 mas / år Dec.: -0,200 mas / år |
| Parallax (π) | 545,4 ± 3,5 mas |
| Distans | 65 ly (21,1 st ) |
| Absolut magnitud ( MV ) | 13.43 |
| Detaljer | |
| Massa | 0,67 M ☉ |
| Ytgravitation (log g ) | 8 cgs |
| Temperatur | 7510 K |
| Rotation | 115 minuter |
| Ålder | Cirka 2,1 Gyr |
| Övriga beteckningar | |
| Databasreferenser | |
| SIMBAD | data |
| ARICNS | data |
GD 356 är en vit dvärg i stjärnbilden Draco som visar en ovanlig emission av cirkulärt polariserat ljus. Stjärnan är 65 ljusår från jorden. Klassen för denna vita dvärg är DA e vilket betyder att den har en sval heliumrik atmosfär. Denna stjärna uppvisar emissionslinjer som visar Zeeman-effekten i väte Balmer -spektrumet. GD 356 tillhör en klass av högfältsmagnetiska vita dvärgar (HFMWD), men den är unik genom att de delade linjerna är rena emissionslinjer utan absorption. Emissionsområdet verkar bero på ett uppvärmt övre skikt i fotosfären där magnetfältet är enhetligt till inom 10 %. Emissionen kan produceras av en atmosfär vid 7500K i ett gravitationsfält på 10 6 ms −2 och ett magnetfält på 13 megaGauss. De magnetiskt delade emissionslinjerna, H α och H β , är cirkulärt polariserade. En förklaring är att den orsakas av en stor elektrisk ström som flyter mellan stjärnans poler och en starkt ledande planet. Andra förklaringar som att det beror på Bondi-Hoyle-tillväxt eller på grund av en corona är uteslutna av bristen på radio- och röntgenstrålning. Accretion av gas med låg hastighet över ett brett område av stjärnan, resulterar bara i uppvärmning vid nivåer höga i atmosfären och inte ner till opacitetsdjupet 1,0 som observerats med dessa linjer.
Spektrumet varierar inte över perioder av timmar eller dagar. Detta indikerar att rotationsaxeln måste matcha den magnetiska dipolaxeln. Effekten som utstrålas av emissionsledningarna är 10 27 erg s −1 . Det totala ljuset från den vita dvärgen varierar jämnt med 0,2 % under en period av 117 minuter. Förklaringar som ges till variationen är en mörk fläck som roterar med stjärnan. Detta kan vara nära rotationspolen när den ses nästan kant på, eller kan vara på ekvatorn med polen pekande ungefär mot jorden.
Andra katalognamn för detta är LP 137-43 , EGGR 329 och WD 1639+537 .
Egenskaper
Massan av GD 356 är 0,67 M ☉ medan när den var en huvudsekvensstjärna skulle den ha haft en massa på 3,25 M ☉ . För att nå en temperatur på 7510 K skulle det ha blivit en vit dvärg på cirka 1,6 Gya. Dessförinnan skulle huvudsekvensens livslängd ha varit 500 miljoner år vilket ger den en total ålder på 2,1 miljarder år. Den nuvarande magnituden är 15.
Den absoluta visuella magnituden är +13,43±0,16. Egen rörelse är 0,24" pa, i riktning 212°. Den trigonometriska parallaxen är 21,1 parsecs. Tangentiell rörelse är 25 km −1 .
Spektrum
Ha - linjedelningen är 44,5 nm. Hos liknande vita dvärgar förväntas istället en absorptionslinje ses, så det betyder att utsläppet har tillräckligt med energi för att övermanna all absorption. Utsläppet upptäcktes ursprungligen av Jesse L. Greenstein. Den ursprungliga H α -linjen har en våglängd på 655,2 nm och kallas π-komponenten. Den blåskiftade komponenten σ − har våglängden 633,4 nm och den rödskiftade komponentlinjen σ + är vid 678,2 nm.
Möjlig följeslagare
Den unipolära induktorteorin säger att en följeslagare med hög ledning kretsar. När den rör sig genom stjärnans magnetfält produceras en hög spänning mellan planetens mot stjärnan vända sida och den mörka sidan. En ström flyter sedan längs fältlinjerna till den punkt på stjärnan där fältlinjerna möter stjärnans fotosfär, strömmen fullbordas genom att fotosfären värmer upp den.
En planet i en nära omloppsbana skulle utveckla formen av Roche-potentialen och är mycket sannolikt att smälta på grund av tidvattenuppvärmning. En planet med en densitet på över fem g/cm 3 är stabil vid en omloppsperiod längre än 4,7 timmar. En planet i denna typ av omloppsbana kan ha en temperatur på 560 K och skulle kunna detekteras i infrarött om den var tillräckligt stor.
Infraröda observationer utesluter en stor följeslagare som en brun dvärg eller annan stor planet över tolv Jupitermassor. Detta är baserat på den förväntade temperaturen på 2,1 miljarder år gamla planeter.
En planet skulle möjligen kunna hamna i denna situation genom att avdunsta medan den kretsar inuti den röda jättens gasformiga skal och samtidigt få sin omloppsbana att förfalla på grund av båg-chock-friktion med gasen. Tidvatten som induceras på den expanderade stjärnan av planeten skulle också få omloppsbanan att sönderfalla, snarare än att expandera som man kunde ha förväntat sig till förlust av gas från stjärnan. Dessa möjligheter har studerats eftersom det är jordens förväntade framtid . En annan hypotes är att närliggande planeter kunde ha bildats under sammanslagning av två vita dvärgar.
