[go: up one dir, main page]
More Web Proxy on the site http://driver.im/Vés al contingut

NN Serpentis

De la Viquipèdia, l'enciclopèdia lliure
Infotaula objecte astronòmicNN Serpentis
Tipusestrella variable cataclísmica, font propera a infrarrojos i font d'emissió de raigs UV Modifica el valor a Wikidata
Tipus espectral (estel)DAO1+M4[1] Modifica el valor a Wikidata
Cossos fills
Constel·lacióSerpent Modifica el valor a Wikidata
ÈpocaJ2000.0 Modifica el valor a Wikidata
Característiques físiques i astromètriques
Distància de la Terra514,456 pc [2] Modifica el valor a Wikidata
Magnitud aparent (V)16,51 (banda V)[3] Modifica el valor a Wikidata
Massa0,646 M☉[4] Modifica el valor a Wikidata
Temperatura efectiva39.910 K[5] Modifica el valor a Wikidata
Paral·laxi1,9438 mas[2] Modifica el valor a Wikidata
Moviment propi (declinació)−59,084 mas/a [2] Modifica el valor a Wikidata
Moviment propi (ascensió recta)−30,17 mas/a [2] Modifica el valor a Wikidata
Gravetat superficial equatorial6.600.000 cm/s²[5] Modifica el valor a Wikidata
Ascensió recta (α)15h 52m 56.1204s[2] Modifica el valor a Wikidata
Declinació (δ)12° 54' 44.4293''[2] Modifica el valor a Wikidata
Catàlegs astronòmics
2MASS J15525613+1254446 (2MASS)
CRTS J155256.0+125444 (Catalina Real-time Transient Survey)
NN Ser (Catàleg General d'Estrelles Variables)
Gaia DR2 1191504471436192512 (Gaia Data Release 2)
Gaia DR3 1191504471436192512 (Gaia DR3)
TIC 172608008 (TESS Input Catalog) Modifica el valor a Wikidata

NN Serpentis (abreujat NN Ser) és un sistema de binària postenvoltura comuna eclipsant a uns 1670 anys llum de distància.[6] El sistema consta d'una nana blanca i una nana vermella que s'eclipsen. Les dues estrelles orbiten mútuament cada 0,13 dies.[6]

Sistema planetari

[modifica]

Diversos equips han deduït que existeix un sistema planetari al voltant de NN Ser. Tots aquests equips es basen en el fet que la Terra es troba al mateix pla que el sistema estel·lar binari NN Serpentis, de manera que els humans poden veure la nana vermella més gran eclipsar la nana blanca cada 0,13 dies. Aleshores, els astrònoms són capaços d'utilitzar aquests eclipsis freqüents per detectar un patró de petites però significatives irregularitats en l'òrbita de les estrelles, que es podrien atribuir a la presència i la influència gravitatòria dels planetes circumbinaris.

Una corba de llum verda per a NN Serpentis, adaptada de Parsons et al. (2010)[7]

Chen (2009) va utilitzar aquestes "variacions de temps de l'eclipsi" per suggerir un període orbital putatiu que abasta entre 30 i 285 anys i una massa mínima entre 0,0043 i 0,18 Masses solars[8]

A finals de 2009, Qian va estimar una massa mínima de 10,7 masses de Júpiter i un període orbital de 7,56 anys per a aquest planeta, probablement situat a 3,29 Unitats Astronòmiques.[9] Des d'aleshores, això s'ha desmentit amb més mesures dels temps d'eclipsi de les estrelles binàries.[7]

A finals de 2009 i 2010, investigadors del Regne Unit (Universitat de Warwick i la Universitat de Sheffield), Alemanya (Georg-August-Universitat a Göttingen, Eberhard-Karls-Universitat a Tübingen), Xile (Universitat de Valparaíso) i els Estats Units States (Universitat de Texas a Austin) va suggerir que les variacions de temps de l'eclipsi són causades per dos planetes gegants gasosos. El gegant gasós més massiu té unes 6 vegades la massa de Júpiter i orbita l'estrella binària cada 15,5 anys, l'altra òrbita cada 7,75 anys i té unes 1,6 vegades la massa de Júpiter.[10]

Tots els models planetaris publicats no han pogut predir els canvis en el temps de l'eclipsi des del 2018, cosa que suggereix que pot ser necessària una explicació diferent per a les variacions del temps de l'eclipsi.[11]

Sistema NN Serpentis[12]
Companya
(per ordre des de l'estrella) 		Massa Semieix major
(ua) 		Període orbital
(day) 		Excentricitat Inclinació Radi
d (controversial) 2.28 ± 0.38 MJ 3.39 ± 0.1 AU 2830 ± 130 days 0.2 ± 0.02 ? ?
c (controversial) 6.91 ± 0.54 MJ 5.38 ± 0.2 5660 ± 165 days 0 ? ?

Referències

[modifica]
  1. ↑ Steven Parsons «Precise mass and radius values for the white dwarf and low mass M dwarf in the pre-cataclysmic binary NN Serpentis» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 4, 3-2010, pàg. 2591–2608. DOI: 10.1111/J.1365-2966.2009.16072.X.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Afirmat a: Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons: SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
  3. ↑ Stanislav George Djorgovski «The Catalina surveys periodic variable star catalog». The Astrophysical Journal Supplement Series, 1, 7-2014, pàg. 9. DOI: 10.1088/0067-0049/213/1/9.
  4. ↑ Stefan Dreizler «Two planets orbiting the recently formed post-common envelope binary NN Serpentis» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 10-2010, pàg. 60–60. DOI: 10.1051/0004-6361/201015472.
  5. ↑ 5,0 5,1 Joanna K. Barstow «Evidence for an external origin of heavy elements in hot DA white dwarfs» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2, 14-03-2014, pàg. 1607–1625. DOI: 10.1093/MNRAS/STU216.
  6. ↑ 6,0 6,1 Parsons, S. G.; Marsh, T. R.; Copperwheat, C. M.; Dhillon, V. S.; Littlefair, S. P.; Gänsicke, B. T.; Hickman, R. «Precise mass and radius values for the white dwarf and low mass M dwarf in the pre-cataclysmic binary NN Serpentis» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 402, 4, 2010, pàg. 2591–2608. arXiv: 0909.4307. Bibcode: 2010MNRAS.402.2591P. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2009.16072.x [Consulta: 2 juny 2023].
  7. ↑ 7,0 7,1 Parsons, S. G.; Marsh, T. R.; Copperwheat, C. M.; Dhillon, V. S.; Littlefair, S. P.; Hickman, R. D.; P. F. L. Maxted, G.; Unda-Sanzana, E.; Colque, J. P.; Barraza, N.; Sánchez, N.; Monard, L. A. G.; etal «Orbital Period Variations in Eclipsing Post Common Envelope Binaries» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 407, 4, 2010, pàg. 2362–2382. arXiv: 1005.3958. Bibcode: 2010MNRAS.407.2362P. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2010.17063.x [Consulta: 2 juny 2023].
  8. ↑ Chen, W.-C. «Can angular momentum loss cause the period change of NN Ser?» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 499, 1, 2009. arXiv: 0904.2319. Bibcode: 2009A&A...499L...1C. DOI: 10.1051/0004-6361/200911638 [Consulta: 2 juny 2023].
  9. ↑ Qian, S.-B.; Dai; Liao, W.-P.; Zhu, L.-Y.; Liu, L.; Zhao, E.-G. «A Substellar Companion to the White Dwarf-Red Dwarf Eclipsing Binary NN Ser» (en anglès). The Astrophysical Journal Letters, novembre 2009. Bibcode: 2009ApJ...706L..96Q. DOI: 10.1088/0004-637X/706/1/L96 [Consulta: 2 juny 2023].
  10. ↑ «Two planets orbiting the recently formed post-common envelope binary NN Serpentis» (en anglès). Astronomy & Astrophysics, 521, octubre 2010, pàg. L60. arXiv: 1010.3608. Bibcode: 2010A&A...521L..60B. DOI: 10.1051/0004-6361/201015472 [Consulta: 2 juny 2023].
  11. ↑ Pulley, D.; Sharp, I. D.; Mallett, J.; von Harrach, S. «Eclipse timing variations in post-common envelope binaries: Are they a reliable indicator of circumbinary companions?» (en anglès). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 514, 4, agost 2022, pàg. 5725–5738. arXiv: 2206.06919. Bibcode: 2022MNRAS.514.5725P. DOI: 10.1093/mnras/stac1676.
  12. ↑ Schneider, J. «Notes for star NN Ser». A: The Extrasolar Planets Encyclopaedia.  Arxivat 2010-10-15 a Wayback Machine.

Vegeu també

[modifica]

Enllaços externs

[modifica]

Coordenades: Sky map 12h 44m 20.2367s; −08° 40′ 16.837″

Obtingut de «https://ca.wikipedia.org/w/index.php?title=NN_Serpentis&oldid=34218565»