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HD 128311

Stern

HD 128311 ist ein BY-Draconis-Stern mit der Spektralklasse K3 V, einem geschätzten Alter von 0,7 bis 12,7 × 109 Jahren[4] und einer Entfernung von 16,34 pc von der Erde. Er hat eine Masse von 0,84 M⊙.[6] Es handelt sich wahrscheinlich um ein Mitglied der Bewegungsgruppe Ursa Major.[7] Bewegungsgruppen sind die Bindeglieder zwischen Sternen in offenen Clustern und Assoziationen einerseits und Feldsternen andererseits.

Stern
HD 128311
HD 128311
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AladinLite
Beobachtungsdaten
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Bärenhüter
Rektaszension 14h 36m 00,561s [1]
Deklination +09° 44′ 47,45″ [1]
Winkelausdehnung {{{Winkel}}} mas
Bekannte Exoplaneten 2
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit 7,446 mag[1]
Helligkeit (U-Band) {{{magU}}} mag
Helligkeit (B-Band) {{{magB}}} mag
Helligkeit (V-Band) {{{magV}}} mag
Helligkeit (R-Band) {{{magR}}} mag
Helligkeit (I-Band) {{{magI}}} mag
Helligkeit (J-Band) {{{magJ}}} mag
Helligkeit (H-Band) {{{magH}}} mag
Helligkeit (K-Band)  mag
G-Band-Magnitude  mag
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp
B−V-Farbindex 0,995[1]
U−B-Farbindex 0,791[1]
R−I-Index 0,47[1]
Spektralklasse K3V C[2]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit (−9,577 ± 0,0639) km/s[1]
Parallaxe (61,21 ± 0,074) mas[1]
Entfernung (53,26 ± 0,064) Lj
(16,34 ± 0,0197) pc [1]
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis +6,39 mag[Anm 1]
Bolometrische Absolute Helligkeit Mbol {{{Absolut-bol}}} mag[Anm 1]
Eigenbewegung[1]
Rek.-Anteil: (204,36 ± 0,115) mas/a
Dekl.-Anteil: (−250,39 ± 0,116) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse 0,84 M☉[3]
Radius 0,73 R☉[4]
Leuchtkraft

 L☉

Effektive Temperatur 4965 K[4]
Metallizität [Fe/H] 0,08[5]
Rotationsdauer 14 d[5]
Alter 0,7 – 12,7×109 a[3]
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Henry-Draper-KatalogHD 128311 [1]
Gliese-Katalog GJ 3860 [2]
Hipparcos-KatalogHIP 71395 [3]
SAO-KatalogSAO 120554 [4]
Tycho-KatalogTYC 910-165-1[5]
2MASS-Katalog2MASS J14360055+0944474[6]
Weitere Bezeichnungen V* HN Boo, G 66-11, LTT 14312, AG+09 1729, G 135-72, UBV M 20261, AGKR 13043, NLTT 37851, USNO-B1.0 0997-00253041, ASCC 1047672, GSC 00910-00165, PPM 160797, uvby98 100128311, BD+10 2710, RX J1436.0+0944, WISEA J143600.72+094444.5, Ci 18 1921, 1RXS J143600.5+094453, YZC 19 5152, EUVE J1436+09.7, YZ 9 5152, GC 19679, IRAS 14335+0957, SKY# 26559, Gaia DR2 1176209886733406592, GEN# +1.00128311, LSPM J1436+0944, SPOCS 606
Anmerkung
  1. ↑ Aus Scheinbarer Helligkeit und Entfernung errechnet.

Im Jahr 2003 wurde ein erster Planet HD 128311 b des Systems, mit einer Umlaufdauer von 422 Tagen mit hochpräzisen Radialgeschwindigkeitsmessungen entdeckt.[8] 2005 wurde ein zweiter Planet HD 128311 c mit einer Umlaufdauer von 928 Tagen entdeckt.[9]

Die Entdeckung von kaltem Staub um HD 128311 zeigt, dass es höchstwahrscheinlich immer noch Kollisionen in diesem System gibt, die auf die Wechselwirkung großer Planetesimale, kleiner unentdeckter Planeten oder auf Wechselwirkungen der bekannten Planeten zurückzuführen sind.[6]

HD 128311 ist eines der wenigen Systeme, von denen bekannt ist, dass sie Planeten und Trümmerscheiben enthalten, wodurch seine Untersuchung weiter an Bedeutung zunimmt, was die Bildung und Entwicklung extrasolarer Planetensysteme anbelangt. Wie ε Eridani und HD 69830 verfügt auch HD 128311 über einen ausgedehnten Trümmergürtel mit einem Radius von mehr als 5,1 AU (> 763 Mio. km).[10]

In den kombinierten Radialgeschwindigkeitsdaten wurde ein weiteres Signal mit einer Periode von PRV = 11,2210 ± 0,0008 Tagen und einer Exzentrizität von 0,204 ± 0,030 gefunden, was auf einen weiteren Planeten (HD 128311 d) mit einer Massenuntergrenze von MUG ∼ 0,136 ± 0,007 MJUP hinweisen könnte. Durch eine Bisektoranalyse konnte ein Ursprung des Signals durch Sternaktivität ausgeschlossen werden.[6]

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Einzelnachweise

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  1. ↑ a b c d e f g h i HD 128311. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 9. Juli 2019.
  2. ↑ R. O. Gray et al. 2003 AJ 126 2048: Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I. In: The Astronomical Journal, Volume 126, Number 4. 11. Juli 2003, doi:10.1086/378365.
  3. ↑ a b Vogt, Steven S. et al.: Five New Multicomponent Planetary Systems. In: The Astrophysical Journal, Volume 632, Issue 1, pp. 638-658. Oktober 2005, doi:10.1086/432901, bibcode:2005ApJ...632..638V.
  4. ↑ a b c Jeff A. Valenti and Debra A. Fischer 2005 ApJS 159 141: Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs. In: The Astrophysical Journal Supplement Series, Volume 159, Number 1. 21. März 2005, doi:10.1086/430500.
  5. ↑ a b Butler, R. et al.: Seven New Keck Planets Orbiting G and K Dwarfs. In: The Astrophysical Journal, Volume 582, Issue 1, pp. 455-466. Januar 2003, doi:10.1086/344570, bibcode:2003ApJ...582..455B.
  6. ↑ a b c Barbara. E. McArthur et al. 2014 ApJ 795 41: Astrometry, radial velocity, and photometry: The HD 128311 System remixed with data from HST, HET, and APT. In: The Astrophysical Journal, Volume 795, Issue 1, article id. 41, 28 pp.(2014). 10. Oktober 2014, doi:10.1088/0004-637X/795/1/41.
  7. ↑ J. Maldonado et al. 2010: A spectroscopy study of nearby late-type stars, possible members of stellar kinematic groups. In: Astronomy and Astrophysics, Volume 521, id.A12, 40 pp. 14. Oktober 2014, doi:10.1051/0004-6361/201014948.
  8. ↑ Butler, R. Paul et al.: Seven New Keck Planets Orbiting G and K Dwarfs. In: The Astrophysical Journal, Volume 582, Issue 1, pp. 455-466. Januar 2003, doi:10.1086/344570, bibcode:2003ApJ...582..455B.
  9. ↑ Steven S. Vogt et al. 2005 ApJ 632 638: Five New Multicomponent Planetary Systems. In: The Astrophysical Journal, Volume 632, Number 1. 22. Juni 2005, doi:10.1086/432901.
  10. ↑ D. E. Trilling et al. 2008 ApJ 674 1086: Debris Disks around Sun-like Stars. In: The Astrophysical Journal, Volume 674, Number 2. 27. Oktober 2007, doi:10.1086/525514.
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