SDSS 1557
| SDSS 1557 | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Ormen |
| Rektascension | 15t 57m 20,7787s[1] |
| Deklination | +09° 16′ 24,7819″[1] |
| Skenbar magnitud () | +18,82 ± 0,06[1] (J) |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | DAZ 8 + L4 ± 1[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +0,00020 ± 0,00038[1] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -10,202 ± 0,198[3] mas/år Dek.: -25,988 ± 0,197[3] mas/år |
| Parallax () | 1,7767 ± 0,1974[3] |
| Avstånd | ca 1 631 lå (500,0 +19,8−18,0[4] pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 0,447 ± 0,043[2][4] M☉ |
| Radie | 0,0162 ± 0,0012[2][4] R☉ |
| Temperatur | 21 800 ± 800[2][4] K |
| Ålder | 33 ± 5[2][4] miljoner år |
| Andra beteckningar | |
| WD 1554+094, EQ J1557+0916, GALEX J155720.8+091625, SDSS J155720.77+091624.7, SDSS J155720.77+091624.6, SDSS J155720.78+091624.7, ULAS J155720.77+091624.6, Gaia DR3 4454599238843776128, Gaia DR2 4454599238843776128[1] | |
SDSS 1557 (SDSS J155720.77+091624.6, WD 1554+094) är en dubbelstjärna bestående av en vit dvärg och en brun dvärg. Systemet har en omgivande stoftskiva, som bildades när en mindre planet tidigare stördes av tidvattenenergi kring den vita dvärgen.[2][4]
Brun dvärg som följeslagare
År 2011 upptäcktes att systemet uppvisade överskott i Y- och J-bandet, vilket tyder på en följeslagare.[5] Uppföljande observationer med instrument på Geminiteleskopet och Very Large Telescope noterade följeslagaren, den bruna dvärgen SDSS 1557B, och en omgivande stoftskiva kring dubbelstjärnan. Forskarna mätte förändringarna i radialhastighet med hjälp av magnesiumabsorptionslinjen vid 4 482 Å och fann att en brun dvärg med en massa motsvarande 66 jupitermassor kretsar kring den vita dvärgen på ett avstånd av ca 0,7 solradie, med en omloppsperiod av ca 2,27 timmar. Den bestrålade bruna dvärgen visar också en väte-alfa-emissionslinje.[2]
Ytterligare uppföljning kom med Hubble WFC3, som använde tidsupplöst spektrofotometri. SDSS 1557B liknar ultrakortperiodiska planeter och är sannolikt tidvattenlåst. Vita dvärgar avger mer strålning i ultraviolett ljus än vad som är fallet för huvudseriestjärnor. Detta leder till en högre UV-exponering för SDSS 1557B jämfört med en vanlig het Jupiter. Det faktum att SDSS 1557B är tidvattenlåst skapar stora temperaturförändringar på dagsidan och nattsidan av den bruna dvärgen. Forskarna fann att den bruna dvärgen är ineffektiv på att omfördela värmen från dagsidan till nattsidan. De finner också att nattsidan sannolikt domineras av moln och dagsidan sannolikt domineras av ogenomskinligt H− och sannolikt har en temperaturinversion.[4]
Den omgivande skivan
Systemet antogs år 2011 först vara en vit dvärg med en omgivande skiva på grund av ett överskott i K-bandet.[5] Det visade också höga metallhalter (Ca, Mg, Si), vilket visar att den vita dvärgen var förorenad med planetariskt stoft.[6][2]
.jpg)
Skivringen ligger vid ca 3,3 solradier, utanför Roche-loben. Skivans stoftkorn har en temperatur på 1 100 Kelvin. Materialet från skivan korsar gapet mellan skivan och den vita dvärgen i strömmar.[2] En process som är välkänd för binära system[7] och som ses i andra binära system, såsom CoRoT 223992193.[8]
Systemets tidigare utveckling
Systemet bildades för minst 1,5 miljard år sedan som en dubbelstjärna med låg masskvot (1,06–1,85 solmassa) och en följeslagare i en omloppsbana med en halv storaxel på mindre än en astronomisk enhet (AE) tidigare.[2][9] Den lilla planeten hade å andra sidan en omloppsbana som var större än några få AE. Den bruna dvärgen uppslukades när stjärnan blev en jättestjärna, ett evolutionärt stadium som kallas gemensamt hölje. För ca 33 miljoner år sedan kastades det gemensamma höljet ut och bildade en vit dvärg med låg massa och heliumkärna. Detta bildade den nuvarande dubbelstjärnan, kallad SDSS 1557. En liten planet, troligen en asteroid större än 4 km, med en massa på minst 1014 kg, överlevde stjärnans jättefas. Den spreds mot dubbelstjärnan och stördes av den vita dvärgen när den korsade Roche-radien. Det resulterande stoftmolnet blev den skiva vi ser idag.[2]
Se även
- WD 0137-349, ännu en dubbelstjärna av vit dvärg och brun dvärg
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, SD 1557, 28 december 2025.
Noter
- 1 2 3 4 5 https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=WD+1554%2B094. Hämtad 2020-04-24.
- 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Farihi, J.; Parsons, S. G.; Gänsicke, B. T. (2017-03-01). "A circumbinary debris disk in a polluted white dwarf system". Nature Astronomy. 1 (3): 0032. arXiv:1612.05259. Bibcode:2017NatAs...1E..32F. doi:10.1038/s41550-016-0032. ISSN 2397-3366.
- 1 2 3 Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300. (Erratum: doi:10.1051/0004-6361/202039657e). Gaia EDR3 record for this source at VizieR.
- 1 2 3 4 5 6 7 Amaro, Rachael C.; Apai, Dániel; Lew, Ben W. P.; Zhou, Yifan; Lothringer, Joshua D.; Casewell, Sarah L.; Tan, Xianyu; Barman, Travis; Marley, Mark S.; Mayorga, L. C.; Parmentier, Vivien (2024-05-01). "Time-resolved Hubble Space Telescope Wide Field Camera 3 Spectrophotometry Reveals Inefficient Day-to-night Heat Redistribution in the Highly Irradiated Brown Dwarf SDSS 1557B". The Astrophysical Journal. 966 (1): 4. arXiv:2404.08087. Bibcode:2024ApJ...966....4A. doi:10.3847/1538-4357/ad354c. ISSN 0004-637X.
- 1 2 Steele, P. R.; Burleigh, M. R.; Dobbie, P. D.; Jameson, R. F.; Barstow, M. A.; Satterthwaite, R. P. (2011-10-01). "White dwarfs in the UKIRT Infrared Deep Sky Survey Large Area Survey: the substellar companion fraction". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 416 (4): 2768–2791. arXiv:1106.5893. Bibcode:2011MNRAS.416.2768S. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19225.x. ISSN 0035-8711.
- ↑ Farihi, J.; Gänsicke, B. T.; Steele, P. R.; Girven, J.; Burleigh, M. R.; Breedt, E.; Koester, D. (2012-04-01). "A trio of metal-rich dust and gas discs found orbiting candidate white dwarfs with K-band excess". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 421 (2): 1635–1643. arXiv:1112.5163. Bibcode:2012MNRAS.421.1635F. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20421.x. ISSN 0035-8711.
- ↑ Artymowicz, Pawel; Lubow, Stephen H. (1996-08-01). "Mass Flow through Gaps in Circumbinary Disks". The Astrophysical Journal. 467 (2): L77–L80. Bibcode:1996ApJ...467L..77A. doi:10.1086/310200. ISSN 0004-637X.
- ↑ Terquem, Caroline; Sørensen-Clark, Paul Magnus; Bouvier, Jérôme (2015-12-01). "A circumbinary disc model for the variability of the eclipsing binary CoRoT 223992193". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 454 (4): 3472–3479. arXiv:1509.08509. Bibcode:2015MNRAS.454.3472T. doi:10.1093/mnras/stv2258. ISSN 0035-8711.
- ↑ Zorotovic, Monica; Schreiber, MatthiasR (2022-07-01). "Close detached white dwarf + brown dwarf binaries: further evidence for low values of the common envelope efficiency". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 513 (3): 3587–3595. arXiv:2204.13715. Bibcode:2022MNRAS.513.3587Z. doi:10.1093/mnras/stac1137. ISSN 0035-8711.
