NN Serpentis

NN Serpentis
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildOrmen
Rektascension15t 52m 56,12035s
Deklination+12° 54′ 44,4293 ″
Skenbar magnitud ()+16,51
Stjärntyp
SpektraltypWD DAO1 / M4 V
Astrometri
Egenrörelse (µ)RA: -30,170 ± 0,055 mas/år
Dek.: -59,084 ± 0,057 mas/år
Parallax ()1,9438 ± 0,0662
Avstånd1 680 ± 60 lå (510 ± 20 pc)
Detaljer
Massa0,535 ± 0,012 M☉
Radie0,0211 ± 0,0002 R☉
Temperatur57 000 ± 3 000 K
Andra beteckningar
WD 1550+130, 2MASS J15525613+1254446, PG 1550+131, NN Serpentis, WISEA J155256.11+125443.6, WISE J155256.12+125443.4, Gaia DR3 1191504471436192512, Gaia DR2 1191504471436192512

NN Serpentis är en dubbelstjärna belägen i den mellersta delen av stjärnbilden Ormen. Den har en skenbar magnitud av ca 16,51 och kräver ett kraftfullt teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 3 på ca 1,94 mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 1 680 ljusår (510 parsek) från solen.

Egenskaper

Primärstjärnan NN Serpentis A är en vit dvärgstjärna i huvudserien av spektralklass WD DAO1. Den har en massa som är lika med ca 0,54 solmassa, en radie som är ca 0,021 solradie och har en effektiv temperatur av ca 57 000 K.

Följeslagaren NN Serpentis B är en röd dvärgstjärna, som har en massa som är lika med ca 0,11 solmassa och en radie som är ca 0,15

Ljuskurva i gröna bandet för NN Serpentis, plottad från Parsons et al. (2010).

NN Serpentis är en förmörkande dubbelstjärna med en omloppsperiod på 0,13 dygn.

Planetsystem

Ett planetsystem har av flera team antagits existera kring NN Serpentis, vilka alla förlitar sig på det faktum att jorden ligger i samma plan som NN Serpentis dubbelstjärna, så att det kan observeras att den större röda dvärgen förmörkar den vita dvärgen vart 0,13:e dygn. Astronomer kan sedan använda dessa frekventa förmörkelser för att upptäcka ett mönster av små men betydande oregelbundenheter i stjärnornas omloppsbana, vilket kan tillskrivas närvaron och gravitationsinflytandet av omkretsande planeter.

Chen (2009) använde dessa "förmörkelsetidsvariationer" för att föreslå en förmodad omloppsperiod som sträcker sig mellan 30 och 285 år och en minimimassa mellan 0,0043 och 0,18 solmassor.

I slutet av 2009 uppskattade Qian en minimimassa på 10,7 Jupitermassor och en omloppsperiod på 7,56 år för denna planet, troligen belägen på ett avstånd av 3,29 astronomiska enheter. Detta har dock senare motbevisats av ytterligare mätningar av dubbelstjärnornas förmörkelsetider.

I slutet av 2009 och 2010 föreslog astronomer att variationerna i tidpunkten för förmörkelsen orsakas av två jätteplaneter. Den mer massiva gasjätten har ungefär 6 gånger Jupiters massa och kretsar runt dubbelstjärnan med en omloppsperiod av 15,5 år, den andra på 7,75 år och har ungefär 1,6 gånger Jupiters massa.

Alla publicerade planetmodeller har misslyckats med att förutsäga förändringar i tidpunkten för förmörkelse sedan 2018, vilket tyder på att en annan förklaring till variationerna i förmörkelsetiden kan behövas.

NNSerpentis solsystem
Planet
Massa
Halv storaxel
(AE)
Siderisk omloppstid
(d)
Excentricitet
Inklination
Radie
b
(ifrågasatt)
2,28 ± 0,38 MJ
3,39 ± 0,1
2 830 ± 130
0,2 ± 0,02
--
c
6,91 ± 0,54 MJ
5,38 ± 0,2
5 660 ± 165
0
-
-

Se även

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, NN Serpentis, 12 augusti 2023.

Noter

  1. 1 2 3 4 5 Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). "Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties". Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875. Gaia DR3 record for this source at VizieR.
  2. 1 2 Drake, A. J.; Graham, M. J.; Djorgovski, S. G.; Catelan, M.; Mahabal, A. A.; Torrealba, G.; García-Álvarez, D.; Donalek, C.; Prieto, J. L.; Williams, R.; Larson, S.; Christen Sen, E.; Belokurov, V.; Koposov, S. E.; Beshore, E.; Boattini, A.; Gibbs, A.; Hill, R.; Kowalski, R.; Johnson, J.; Shelly, F. (2014). "The Catalina Surveys Periodic Variable Star Catalog". The Astrophysical Journal Supplement Series. 213 (1): 9. arXiv:1405.4290. Bibcode:2014ApJS..213....9D. doi:10.1088/0067-0049/213/1/9. S2CID 119180446.
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Parsons, S. G.; Marsh, T. R.; Copperwheat, C. M.; Dhillon, V. S.; Littlefair, S. P.; Gänsicke, B. T.; Hickman, R. (2010). "Precise mass and radius values for the white dwarf and low mass M dwarf in the pre-cataclysmic binary NN Serpentis". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 402 (4): 2591–2608. arXiv:0909.4307. Bibcode:2010MNRAS.402.2591P. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16072.x. S2CID 15186725.
  4. 1 2 Chen (2009). "Can angular momentum loss cause the period change of NN Ser?". Astronomy and Astrophysics. 499 (1): L1–L3. arXiv:0904.2319. Bibcode:2009A&A...499L...1C. doi:10.1051/0004-6361/200911638. S2CID 15999559.
  5. ↑ NN Ser (unistra.fr). Hämtad 2023-11-02.
  6. 1 2 Parsons; et al. (2010). "Orbital Period Variations in Eclipsing Post Common Envelope Binaries". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 407 (4): 2362–2382. arXiv:1005.3958. Bibcode:2010MNRAS.407.2362P. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17063.x. S2CID 96441672.
  7. ↑ Qian (2009). "A SUBSTELLAR COMPANION TO THE WHITE DWARF-RED DWARF ECLIPSING BINARY NN Ser".
  8. ↑ K. Beuermann; et al. (October 2010). "Two planets orbiting the recently formed post-common envelope binary NN Serpentis". Astronomy & Astrophysics. 521: L60. arXiv:1010.3608. Bibcode:2010A&A...521L..60B. doi:10.1051/0004-6361/201015472. S2CID 53702506.
  9. ↑ Pulley, D.; Sharp, I. D.; Mallett, J.; von Harrach, S. (August 2022). "Eclipse timing variations in post-common envelope binaries: Are they a reliable indicator of circumbinary companions?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 514 (4): 5725–5738. arXiv:2206.06919. Bibcode:2022MNRAS.514.5725P. doi:10.1093/mnras/stac1676.
  10. ↑ Schneider, J. "Notes for star NN Ser". The Extrasolar Planets Encyclopaedia. Archived from the original on 2010-10-15. Hämtad 2010-10-22.

Externa länkar

v • r
Stjärnor i Ormen
Bayer
Flamsteed
Variabler
HD
Övriga