CM Draconis

CM Draconis Aa / Ab / B. Beobachtungsdaten
( Epoche J2000.0 )
Richtiger Aufstieg 16 h  34 m  20,3299 s
Deklination 57 ° 09 '44 .366 ''
Konstellation Drachen
Scheinbare Größe 12.90

Ort im Sternbild: Drache

(Siehe Situation im Sternbild: Drache) Draco IAU.svg
Eigenschaften
Spektraltyp M4.5V / M4.5V / DB
Variabilität Algol + UV Ceti + VON Draconis
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit −118,24  km / s
Saubere Bewegung μ α  = –1 113,612  mas / a
μ δ  = +1 181,211  mas / a
Parallaxe 67,340 0 ± 0,051 4  mas
Entfernung 14,850 0 ± 0,011 3  Stk. (~ 48,4  al )
Absolute Größe 12.1
Physikalische Eigenschaften
Masse 0,231 0 ± 0,000 9 / 0,214 1 ± 0,001 0  M ☉
Strahl 0,253 4 ± 0,001 9 / 0,239 6 ± 0,001 5  R ☉
Helligkeit 0,005 52 / 0,004 86  L ☉
Temperatur 3 130 ± 70/3 120 ± 70  K.
Alter (4,1 ± 0,8) × 10 9  a

Andere Bezeichnungen

A  : CM Dra , GJ  630,1 A / C, NLTT  4314, CCDM  J16343 + 5710A, WDS  J16345 + 5709A
B  : GJ  630,1 B, NLTT  43149, CCDM  J16343 + 5710B, WDS  J16345 + 5709B, WD 1633 + 57, EGGR 258

CM Draconis (GJ 630.1 A) ist ein dreifaches System des Sternbilddrachen , das sich etwa 48,4  al (14,8  pc ) von der Erde entfernt befindet . Es enthält ein erstes Paar roter Zwerge des gleichen Typs mit den Bezeichnungen CM Draconis Aa und Ab, deren Eigenschaften genau bestimmt wurden. Hinzu kommt die dritte Komponente, CM Draconis B, ein weißer Zwerg, der sich ungefähr 25 Bogensekunden von den beiden anderen Sternen entfernt befindet.

Eigenschaften

CM Draconis A besteht aus zwei fast identischen roten Zwergen . Die beiden Sterne umkreisen sich mit einer Zeitspanne von 1,27 Tagen und einer Entfernung von 2,7 Millionen Kilometern (0,018 AE ). CM Draconis-Sterne sind zusammen mit zwei der Sterne im KOI-126- Dreifachsystem die kleinsten Sterne, deren Massen und Radien genau gemessen wurden. Daher spielt das System eine wichtige Rolle beim Testen von Modellen von Sternstrukturen auf Sterne mit sehr geringer Masse. Diese Vergleiche zeigen, dass die Modelle Sternstrahlen um etwa 5% unterschätzen. Dies wird auf die Folgen der starken magnetischen Aktivität von Sternen zurückgeführt.

Gemäß dem Eintrag des Systems im Gesamtkatalog der variablen Sterne ist mindestens eine der Komponenten ein eruptiver Stern und mindestens eine andere eine Variable vom Typ BY Draconis , während sich die beiden Sterne gegenseitig verdunkeln, was CM Draconis auch zu einer binären Finsternis macht .

Das CM Draconis-System enthält einen dritten Stern. Dies ist der Weiße Zwerg GJ 630.1 B (oder CM Draconis B), der sich 25,4 Bogensekunden von dem mit CM Draconis A bezeichneten Paar entfernt befindet und mit dem er die gleiche Eigenbewegung teilt . Bei einer Entfernung des Systems von 48 Lichtjahren entspricht dies einer Trennung von mindestens 370 astronomischen Einheiten zwischen CM Draconis A und GJ 630.1 B.

Planetensystem möglich

Das System war Gegenstand einer spezifischen Suche nach Exoplaneten nach der Transitmethode , die sich von 1994 bis 1999 im Orbit um das Binärsystem befinden konnten. Alle vom Projekt vorgeschlagenen Transitplaneten wurden jedoch nach erneuter Analyse eliminiert.

Auf der Grundlage der Schwankungen der Zeitpunkt der die System Finsternisse , wurde vorgeschlagen , dass es könnte ein Objekt in einem sein zirkumbinären Umlaufbahn um die beiden roten Zwerge . Im Jahr 2000 wurde vorgeschlagen, dass ein Jupiter-Planet das System mit einer Zeitspanne von 750 bis 1050 Tagen umkreist . Die anschließende Analyse der zeitlichen Variationen bestätigte diesen vorgeschlagenen Planeten nicht, sondern deutete auf die Existenz eines Jupiter- Planeten in einer 18,5-jährigen Umlaufbahn oder eines weiter entfernten massereicheren Objekts hin. Diese Analyse wird nicht durch eine Studie aus dem Jahr 2009 gestützt, in der festgestellt wurde, dass Eclipse-Timings nicht linear von linear sind und eine geringe Exzentrizität aufweisen, die darauf hinweisen könnte, dass sie durch einen umlaufenden Körper gestört werden, der eine vollständige Zirkularisierung der Umlaufbahn durch Gezeiteneffekte verhindert . Ein massereicher Planet oder ein Brauner Zwerg in einer Umlaufbahn von 50 bis 200 Tagen würde die Beobachtungskriterien erfüllen: Erfordernis der dynamischen Stabilität, Einschränkungen aufgrund des Fehlens beobachteter zeitlicher Variationen und Erfordernis, dass das Objekt die Exzentrizität von Doppelsternen aufrechterhalten kann .

Anmerkungen und Referenzen

  1. (en) AGA Brown et al. (Gaia-Kollaboration), „  Gaia Data Release 2: Zusammenfassung der Inhalte und Umfrageeigenschaften  “ , Astronomy & Astrophysics , vol.  616, August 2018, Artikel n o  A1 ( DOI  10,1051 / 0004-6361 / 201833051 , Bibcode  2018A & A ... 616A ... 1G , arXiv  1804,09365 ). Gaia DR2 Hinweis für diese Quelle auf VizieR .
  2. (en) N. N. Samus ' , EV Kazarovets et al. , "  Allgemeiner Katalog variabler Sterne : GCVS Version 5.1  " , Astronomy Reports , vol.  61, n o  1,2017, p.  80-88 ( DOI  10.1134 / S1063772917010085 , Bibcode  2017ARep ... 61 ... 80S , online lesen )
  3. (in) V * CM Dra - Dra BY-Variable des Typs in der Datenbank Sinbad the Strasbourg Astronomical Data Center .
  4. (in) EGGR 258 ​​- Weißer Zwerg in der Datenbank Sinbad the Strasbourg Astronomical Data Center .

Externe Links