HR 753

HR 753 (Gliese 105)
Gliese 105 A (vlevo) a C (vpravo)
Gliese 105 A (vlevo) a C (vpravo)
HR 753 (100x100)
HR 753, 100x100
Poloha HR 753 v souhvězdí Velryby
Astrometrická data
(Ekvinokcium J2000)
SouhvězdíVelryba (Cetus)
Rektascenze02h 36m 04.89466s
Deklinace+06°53′12.7466″
Paralaxa138.34 ± 0.32
Vzdálenost23,6 ly
(7,2 pc)
Zdánlivá hvězdná velikost5,83
Radiální rychlost25,8 ± 0,1
Vlastní pohyb v rektascenzi1778,585
Vlastní pohyb v deklinaci1477,306
Gliese 105 A
Rektascenze02h 36m 04.89466s
Deklinace+06°53′12.7466″
Zdánlivá hvězdná velikost5,83
Absolutní hvězdná velikost6,50
Barevný index (U-B)+0,80
Barevný index (B-V)+0,972
Gliese 105 B
Rektascenze02h 36m 15.357s
Deklinace+06°52′19.14″
Zdánlivá hvězdná velikost11,67
Gliese 105 C
Rektascenze02h 36m 04.66s
Deklinace+06°53′14.8″
Zdánlivá hvězdná velikost16,77
Fyzikální charakteristiky
Gliese 105 A
Spektrální typK3 V
Hmotnost0,70 ± 0,10 M☉
Poloměr0,65 ± 0,05 R☉
Zářivý výkon (V)0,26 L☉
Povrchová teplota4777 ± 91 K
Gliese 105 B
Typ proměnnostiBY Draconis
Spektrální typM4.0 V
Hmotnost0,246 ± 0,025 M☉
Poloměr0,278 ± 0,010 R☉
Povrchová teplota3284 ± 60 K
Gliese 105 C
Spektrální typM7 V
Hmotnost0,08 ± 0,01 M☉
Systém
Primární hvězdaGliese 105 A
PrůvodceGliese 105 C
Doba oběhu76,1 ± 1,8 let
Velká poloosa17,0 ± 0,7 AU
Excentricita dráhy0,641 ± 0,004
Sklon dráhy45,5 ± 2,8°
Délka vzestupného uzlu122,5 ± 3,4°
Argument šířky pericentra133,4 ± 0,6°
Označení
Henry Draper CatalogueHD 16160
Bonner DurchmusterungBD +06° 398
Bright Star katalogHR 753
2MASS2MASS J02360498+0653140 a 2MASS J02361535+0652191
SAO katalogSAO 110636
Katalog HipparcosHIP 12114
Tychův katalogTYC 52-1686-1
General CatalogueGC 3121
Argelanderovo označeníAG+06 271
Glieseho katalogGl 105
SynonymaBX Cet
Databáze
SIMBADdata (Gliese 105 A)
SIMBADdata (Gliese 105 B)
SIMBADdata (Gliese 105 C)
(V) – měření provedena ve viditelném světle


HR 753 (známá také jako Gliese 105) je trojhvězda nacházející se ve souhvězdí Velryby. Tento systém se skládá ze tří hvězd a nachází se ve vzdálenosti 23,6 světelných let (7,2 parseků) od Slunce. Hlavní složka systému, Gliese 105 A, je červený trpaslík spektrálního typu K3 V.

Popis systému

Gliese 105 A je hvězda s hmotností přibližně 70 % hmotnosti Slunce, povrchovou teplotou 4777 K a zářivostí odpovídající 26 % sluneční zářivosti.[1]

Její průvodce Gliese 105 B je červený trpaslík spektrálního typu M4.0 V s přibližně 25 % hmotnosti Slunce. Tento průvodce je známý svou proměnností typu BY Draconis, což je způsobeno aktivitou jeho hvězdných skvrn.[2]

Třetí složka, Gliese 105 C, je extrémně slabý červený trpaslík spektrálního typu M7 V. Tato hvězda má hmotnost přibližně 8 % hmotnosti Slunce a její orbitální dráha kolem hlavní složky má periodu přibližně 76 let s vysokou excentricitou 0,641.[3] Gliese 105 C je jedním z nejmenších známých červených trpaslíků a díky své nízké hmotnosti a svítivosti poskytuje cenné údaje o evoluci hvězd s nízkou hmotností.

Historie výzkumu

První podrobnější měření systému Gliese 105 byla provedena díky misi Hipparcos, která poskytla přesná data o paralaxe a pohybu hvězd.[4]

Pozdější výzkumy byly realizovány pomocí spektroskopie a astrometrických dat z družice Gaia, která přispěla k lepšímu pochopení orbitálních vlastností složek systému. Díky těmto datům byla potvrzena vysoká excentricita dráhy Gliese 105 C a její gravitační vliv na hlavní složku.[5]

Význam

Systém Gliese 105 představuje důležitý objekt pro studium dynamiky trojhvězdných systémů a vlastností červených trpaslíků. Díky své blízkosti k Zemi je ideální pro sledování gravitačních interakcí a evolučních procesů v těchto systémech. Navíc může sloužit jako vzorový případ pro modelování exoplanetárních systémů kolem hvězd s nízkou hmotností.[6][7]

Odkazy

Reference

  1. ↑ VAN BELLE, Gerard T.; VON BRAUN, Kaspar. Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars. The Astrophysical Journal. 2009, s. 1085–1098. doi:10.1088/0004-637X/694/2/1085. S2CID 18370219. Bibcode 2009ApJ...694.1085V. arXiv 0901.1206. 
  2. ↑ Mann, Andrew W. How to Constrain Your M Dwarf: Measuring Effective Temperature, Bolometric Luminosity, Mass, and Radius. The Astrophysical Journal. S. 38. doi:10.1088/0004-637X/804/1/64. Bibcode 2015ApJ...804...64M. arXiv 1501.01635. 
  3. ↑ FENG, Fabo; BUTLER, R Paul; JONES, Hugh R A. Optimized modelling of Gaia–Hipparcos astrometry for the detection of the smallest cold Jupiter and confirmation of seven low-mass companions.Chybí název periodika! 2021. doi:10.1093/mnras/stab2225. Bibcode 2021MNRAS.507.2856F. arXiv 2107.14056. 
  4. ↑ VAN LEEUWEN, F. Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy and Astrophysics. 2007, s. 653–664. doi:10.1051/0004-6361:20078357. Bibcode 2007A&A...474..653V. arXiv 0708.1752. 
  5. ↑ GHEZZI. Stellar Parameters and Metallicities of Stars Hosting Jovian and Neptunian Mass Planets: A Possible Dependence of Planetary Mass on Metallicity. The Astrophysical Journal. 2010, s. 1290–1302. doi:10.1088/0004-637X/720/2/1290. Bibcode 2010ApJ...720.1290G. arXiv 1007.2681. 
  6. ↑ VAN BELLE, Gerard T. Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars. The Astrophysical Journal. S. 1085–1098. doi:10.1088/0004-637X/694/2/1085. Bibcode 2009ApJ...694.1085V. 
  7. ↑ Masses and Metallicities of Late-Type Dwarfs. The Astrophysical Journal Supplement Series. S. 15–22. doi:10.1086/301567. Bibcode 2003yCat.2246....0C. 

Externí odkazy

Média použitá na této stránce

Cercle rouge 100%.svg
Opaque red circle
Gliese 105.gif
Is the dim star to the upper right of this false-color picture the coolest possible normal star? From this recent picture by the Hubble Space Telescope, astronomers have estimated its mass is just high enough for it to fuse hydrogen into helium in its core. In general, the higher an object's mass, the higher it's core density and temperature. Above a certain point, the intense core conditions cause hydrogen atoms to move so fast that many stick or "fuse" after collision, releasing enormous amounts of energy. Were this object less massive, the object would shine by gravitational contraction and so be termed a "brown dwarf" rather than a normal main-sequence "star." The star on the left is so much brighter than the "coolest star" that it creates the white streak and dramatic pattern visible in the image.