BD+20°307
.svg){kind=small} BD+20°307 | |
|---|---|
 Impressió artística de dos planetes xocant al sistema.  | |
| Tipus | estel |
| Tipus espectral (estel) | G0[1] |
| Constel·lació | Àries |
| Època | J2000.0 |
| Característiques físiques i astromètriques | |
| Distància de la Terra | 119,989 pc [2] |
| Magnitud aparent (V) | 9,01 (banda V)[3] |
| Paral·laxi | 8,3341 mas[2] |
| Moviment propi (declinació) | −22,636 mas/a [2] |
| Moviment propi (ascensió recta) | 38,789 mas/a [2] |
| Velocitat radial | −12,43 km/s[4] |
| Ascensió recta (α) | 1h 54m 50.3441s[2] |
| Declinació (δ) | 21° 18' 22.4632''[2] |
| Catàlegs astronòmics | |
2MASS J01545034+2118225 (2MASS) HIP 8920 (Catàleg Hipparcos) GSC 01212-00207 (GSC) IRAS 01520+2103 (IRAS) SAO 75016 (Catàleg SAO) AG+21 173 (Astronomische Gesellschaft Katalog) BD+20 307 (Bonner Durchmusterung) HIC 8920 (Hipparcos Input Catalogue) PPM 91187 (Catàleg d'estrelles PPM) TYC 1212-207-1 (Catàleg Tycho) YZ 21 572 (YZ) SBC9 2856 (Vuitè catàleg dels elements orbitals dels sistemes binaris espectroscòpics) Gaia DR1 97294340832909056 (Gaia DR1) Gaia DR2 97294345128598656 (Gaia Data Release 2)
| |
BD+20°307 és un sistema estel·lar binari proper a uns 300 anys llum de distància a la constel·lació d'Àries. El sistema està envoltat per un anell de pols,[5][6] i probablement orbitat per una nana blanca de 0,48M☉ en una òrbita àmplia (980 UA).[7]
La pols que orbita al voltant de diversos centenars d'estrelles de la seqüència principal és freda i prové d'una regió anàloga del cinturó de Kuiper. Al Sistema solar, les col·lisions en curs entre asteroides generen un tènue núvol de pols conegut com la llum zodiacal. Quan el Sistema solar era jove, aquestes col·lisions eren més freqüents i la taxa de producció de pols probablement era moltes vegades més alta. Poques vegades s'ha trobat pols zodiacal al voltant d'estrelles molt més joves que el Sol. Només unes poques estrelles de la seqüència principal han revelat pols zodiacal càlida (>120 K).
S'ha informat d'una quantitat excepcionalment gran de partícules de pols de silicat càlides i petites al voltant de l'estrella de tipus solar BD+20°307 (HIP 8920, SAO 75016).[8] La composició, la quantitat i la temperatura de la pols es poden explicar per col·lisions recents, freqüents o enormes entre asteroides o altres planetesimals les òrbites dels quals estan sent pertorbades per un planeta proper.[8]
Binari espectroscòpic
[modifica]Les dues estrelles de la binària propera es consideren estrelles de tipus solar que són lleugerament més massives que el Sol. Les dues estrelles difereixen en temperatura efectiva només en ~250 K i tenen una relació de massa de 0,91.[9] Els dues orbiten al voltant d'un centre de massa comú cada 3,42 dies. Dins dels espectres de les dues estrelles, les línies de Li mostren diferents amplades equivalents.[9] La línia Li 6707 Å encara que feble es detecta només a partir de l'estrella primària, cosa que suggereix que és més antiga que 1 Gigaany.[9] Si és així, la gran quantitat de pols zodiacal al voltant del binari deu ser d'una col·lisió molt gran i recent de planetesimals.[9]
Edat
[modifica]Mesures recents indiquen que el sistema estel·lar binari té una edat de diversos milers de milions d'anys, comparable al Sistema solar.[10]
Núvol de pols
[modifica]El núvol de pols que orbita BD+20°307 té aproximadament 1 milió de vegades més pols que la que orbita al voltant del Sol. A més, la pols està formada per partícules extremadament minúscules i la seva temperatura supera els 100 K, la qual cosa és inusualment alta. Es planteja la hipòtesi que, durant els darrers centenars de milers d'anys i potser molt més recentment, aquestes partícules es van formar per una col·lisió entre dos cossos semblants a la Terra. "És com si la Terra i Venus xoquessin", va dir el professor Benjamin Zuckerman, professor de física i astronomia de la UCLA.[10] "Els astrònoms no havien vist mai res semblant abans. Pel que sembla, es poden produir col·lisions catastròfiques importants en un sistema planetari totalment madur."[10] Aquesta hipòtesi explica per què la major part d'aquesta pols no s'ha convertit en espiral cap a BD+20°307, o encara no ha estat expulsada pels vents estel·lars.[10] La National Science Foundation (NSF), la NASA, la Tennessee State University (TSU) i l'estat de Tennessee van finançar el treball de Zuckerman i els seus col·laboradors.[10]
Estrelles semblants al Sol amb pols calenta
[modifica]A partir del 2006 hi havia 7 estrelles semblants al sol que tenien pols calenta a < 10 UA.[11] Aquests són:
| Estrella | Classificació estel·lar |
Distància des de la Terra (al) |
Constel·lació | Temperatura de la pols (o restes) (K) |
Sistema | Ubicació de la pols (o restes) (UA) |
Pols freda > 10 UA | Edat estel·lar (Mal) |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| η Corvi | F2V | 59 | Corb | > 80 | Unari | < 3.5 | sí | 1500 |
| HD 113766 | F3V | 424 | Centaure | ~440 | Binari | 1.8 | sí[12] | ~10-16 |
| BD+20°307 | G0V | ~300 | Àries | > 100 | Binari | 1 | no | > 1000 |
| HD 72905 | G1.5Vb | 46.5 | Ossa Major | desconegut | Unari | 0.23[11] | sí[11] | 400[11] |
| HD 12039 | G3-5V | 138 | Balena | 110 | company estel·lar proper | 4-6 | no | 7.5-8 |
| HD 69830 | K0V | 40.6 | Popa | desconegut | 3 planetes Neptú < 1 ua | 1 | no [12] | 2000 - 5000[11] |
| HD 98800B | K5Ve | ~150 | Copa | desconegut | Binari | 2.2 AU[11] inner disk ~5.9 outer disk |
no | 10 |
Referències
[modifica]- ↑ Afirmat a: SIMBAD.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
- ↑ Ulrich Bastian «catàleg Tycho-2». Astronomy and Astrophysics, 3-2000, pàg. L27-L30.
- ↑ Dimitri Pourbaix «SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 9-2004, pàg. 727–732. DOI: 10.1051/0004-6361:20041213.
- ↑ Thompson, Maggie A. [et al]. «Studying the Evolution of Warm Dust Encircling BD+20 307 Using SOFIA» (en anglès). The Astrophysical Journal, 875, 1, 12-04-2019, pàg. 45. arXiv: 1903.03041. Bibcode: 2019ApJ...875...45T. DOI: 10.3847/1538-4357/ab0d7f.
- ↑ Bartels, Meghan «Bam! Scientists Watch Distant Exoplanet Collision» (en anglès). Space.com, 24-10-2019 [Consulta: 2 agost 2023].
- ↑ Moór, Attila; Ábrahám, Péter; Szabó, Gyula; Vida, Krisztián «A New Sample of Warm Extreme Debris Disks from the ALLWISE Catalog». The Astrophysical Journal, 910, 1, 2021, p. 27. DOI: 10.3847/1538-4357/abdc26.
- ↑ 8,0 8,1 Song, I; Zuckerman, B.; Weinberger, AJ; Becklin, EE «Extreme collisions between planetesimals as the origin of warm dust around a Sun-like star» (en anglès). Nature, 436, 7049, juliol 2005, pàg. 363–5. Bibcode: 2005Natur.436..363S. DOI: 10.1038/nature03853. PMID: 16034411.
- ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 Weinberger, AJ «On the Binary Nature of Dust-encircled BD+20 307» (en anglès). Astrophys. J., 679, 1, maig 2008, pàg. L41–4. arXiv: 0804.1799. Bibcode: 2008ApJ...679L..41W. DOI: 10.1086/589180.
- ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 Britt, Robert Roy. «Oh, My! When Worlds Really Collide» (en anglès). SPACE.com, 23-09-2008. [Consulta: 2 agost 2023].
- ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 11,5 Wyatt, MC; Smith, R.; Greaves, JS; Beichman, CA; Bryden, G.; Lisse, CM «Transience of hot dust around Sun-like stars» (en anglès). Astrophys. J., 658, 1, 2007, pàg. 569–583. arXiv: astro-ph/0610102. Bibcode: 2007ApJ...658..569W. DOI: 10.1086/510999.
- ↑ 12,0 12,1 Lisse, C.M.; Chen, C.; Wyatt, M.; Morlok, A. «Circumstellar Dust Created by Terrestrial Planet Formation Around HD113766A» (en anglès). Astrophys. J., 673, 1, 2008, pàg. 1122. arXiv: 0710.0839. Bibcode: 2008ApJ...673.1106L. DOI: 10.1086/523626.
Vegeu també
[modifica]Enllaços externs
[modifica]- Rayl, A.J.S. (2005). Extrasolar Planets: Could Dusty Star Be Harboring a Young Earth in the Making?Arxivat 2006-02-24 a Wayback Machine. Retrieved July 21, 2005. (anglès)
- BD+20°307 (anglès)
- UCLA Newsroom > Research > News Releases > Worlds in collision Retrieved September 27, 2008. (anglès)
