HD 5319
| HD 5319 | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Valfisken |
| Rektascension | 00t 77m 01,3977s[1] |
| Deklination | -00° 47′ 22,4012″[1] |
| Skenbar magnitud () | +8,05 (V)[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | K3 IV[3] |
| B–V | +0,9[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +0,34 ± 0,23[2] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -5,398± 0,105[1] mas/år Dek.: -49,564 ± 0,063[1] mas/år |
| Parallax () | 8,2083 ± 0,0476[1] |
| Avstånd | 397 ± 2 lå (121,8 ± 0,7 pc) |
| Absolut magnitud () | +2,76[2] |
| Detaljer | |
| Massa | 1,40 ± 0,14[4] M☉ |
| Radie | 3,97 ± 0,43[4] R☉ |
| Luminositet | 9[4] L☉ |
| Temperatur | 5 052[2] K |
| Metallicitet | +0,14 (Fe/H)[4] dex |
| Ålder | 3,30 ± 1,11[4] miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| AG+00 79, BD+00 142, GSC 00012-00104, HIC 4297, HIP 4297, 2MASS J00550140+0047223, PPM 144054, SAO 109532, TYC 12-104-1, uvby98 100005319, Gaia DR1 2537319343919089024, Gaia DR2 2537319343919089024 [5] | |
HD 5319 är en ensam stjärna belägen i den norra delen av stjärnbilden Valfisken. Den har en skenbar magnitud av ca 8,05[2] och kräver åtminstone en stark handkikare eller ett mindre teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 2 på ca 8,2[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 397 ljusår (ca 122 parsek) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca 0,3 km/s.[2]
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]HD 5319 är en orange till gul underjättestjärna av spektralklass K3 IV,[3] som har förbrukat förrådet av väte i dess kärna och utvecklas bort från huvudserien. Den har en massa som är ca 1,4[4] solmassor, en radie som är ca 4[4] solradier och har ca 9 gånger solens utstrålning av energi[4] från dess fotosfär vid en effektiv temperatur av ca 5 100 K.[2]
Planetssystem
[redigera | redigera wikitext]I januari 2007 hittade California and Carnegie Planet Search-teamet en exoplanet med en minsta massa på 1,76 gånger jupiters i omloppsbana runt stjärnan. Den publicerades den 1 december 2007 av Astrophysical Journal.[6] En andra planet upptäcktes 2015.
Omloppssimuleringar av planetsystemets dynamiska stabilitet visar att det sannolikt befinner sig i en genomsnittlig 4:3-rörelseresonans.[3] Tidigare datorsimuleringar har visat en oförmåga att reproducera denna resonans i gasjättesystem utifrån en rad olika formations- och migreringsmekanismer.[7] Ytterligare analys av systemets stabilitet visar att planeternas banor kan eftersträva att upprätthålla stabilitet,[8] även om den enklaste lösningen år 2019 fortfarande tydde på att planetsystemet i HD 5319 är instabilt.[9]
(AE) |
(d) |
|||||
|---|---|---|---|---|---|---|
Se även
[redigera | redigera wikitext]Referenser
[redigera | redigera wikitext]- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, HD 5319, 1 april 2021.
Noter
[redigera | redigera wikitext]- ^ [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 h] https://www.universeguide.com/star/4297/hd5319. Hämtad 2021-04-01.
- ^ [a b c] Giguere, Matthew J.; et al. (2015). "Newly Discovered Planets Orbiting HD 5319, HD 11506, HD 75784 and HD 10442 from the N2K Consortium". The Astrophysical Journal. 799 (1). 89. arXiv:1411.5374. Bibcode:2015ApJ...799...89G. doi:10.1088/0004-637X/799/1/89.
- ^ [a b c d e f g h] Ghezzi, L.; et al. (December 2010), "Metallicities of Planet-hosting Stars: A Sample of Giants and Subgiants", The Astrophysical Journal, 725 (1): 721–733, arXiv:1008.3539, Bibcode:2010ApJ...725..721G, doi:10.1088/0004-637X/725/1/721.
- ^ HIP 4297 (u-strasbg.fr) |Hämtad 2021-04-01.
- ^ Robinson, Sarah E.; et al. (2007). "Two Jovian-Mass Planets in Earthlike Orbits". The Astrophysical Journal. 670 (2): 1391–1400. arXiv:0708.0832. Bibcode:2007ApJ...670.1391R. doi:10.1086/522106.
- ^ Rein, Hanno; et al. (2012). "Traditional formation scenarios fail to explain 4:3 mean motion resonances". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (1): 187–202. arXiv:1204.0974. Bibcode:2012MNRAS.426..187R. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21798.x.
- ^ Kane, Stephen R. (2016). "Resolving Close Encounters: Stability in the HD 5319 and HD 7924 Planetary Systems". The Astrophysical Journal. 830 (2). 105. arXiv:1411.5374. Bibcode:2016ApJ...830..105K. doi:10.3847/0004-637X/830/2/105.
- ^ Agnew, Matthew T; Maddison, Sarah T; Horner, Jonathan; Kane, Stephen R (June 2019). "Predicting multiple planet stability and habitable zone companions in the TESS era". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 485 (4): 4703–4725. doi:10.1093/mnras/stz345. Hämtad 28 april 2020.
- ^ Ment, Kristo; et al. (2018). "Radial Velocities from the N2K Project: Six New Cold Gas Giant Planets Orbiting HD 55696, HD 98736, HD 148164, HD 203473, and HD 211810". The Astronomical Journal. 156 (5). 213. arXiv:1809.01228. Bibcode:2018AJ....156..213M. doi:10.3847/1538-3881/aae1f5.
