PDS 110
| PDS 110 | |
|---|---|
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| Classe spettrale | keF6IVeb[1][2] |
| Designazioni alternative | HD 290380, IRAS 05209-0107, GLMP 91, 2MASS J05233100-0104237, TYC 4753-1534-1 |
| Distanza dal Sole | 1 035 anni luce (317 pc)[2] |
| Costellazione | Orione |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 05h 23m 31.008s |
| Declinazione | -01° 04′ 23.68″ |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 2.23[2] R⊙ |
| Massa | |
| Temperatura superficiale | |
| Metallicità | +0,06 [Fe/H][2] |
| Età stimata | 10 Ma[3] |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 10,41 |
| Magnitudine ass. | +2.54[2] |
| Parallasse | 2,91±0,34 mas[2] |
| Moto proprio | AR: 1,146±1,067 mas/anno Dec: −0,338±1,076 mas/anno[2] |
PDS 110 è una giovane stella di undicesima magnitudine situata a circa 335 parsec (1 090 al)[4] di distanza nella costellazione di Orione. Nel 2017, si è scoperto che intorno alla stella orbita un esopianeta o una nana bruna circondato/a da un disco di polvere.
Caratteristiche
[modifica | modifica wikitesto]PDS 110 è una giovane stella che ancora deve entrare nella sequenza principale . È stata classificata come stella T Tauri[5], o come stella pre-sequenza principale[3]. Le linee di emissione indicative di una classificazione T Tauri sono più deboli di una tipica stella T Tauri, da ciò è stato dedotto che l'astro è in uno stadio post-T Tauri[3].
Disco di polvere attorno all'oggetto secondario
[modifica | modifica wikitesto]Le misurazioni della curva di luce effettuate da SuperWASP e KELT hanno mostrato due simili riduzioni di luminosità a novembre 2008 e gennaio 2011, entrambe con una diminuzione della luminosità massima del 30% e una durata di 25 giorni. Questi eventi sono stati interpretati come transiti di una struttura con un periodo di 808 ± 2 giorni, corrispondente a una distanza orbitale di circa 2 au. La notevole riduzione della luminosità potrebbe essere avvenuta a causa di un pianeta o di una nana bruna provvista di un disco di polvere circumsecondario con un raggio di 0,3 au attorno a un oggetto centrale con una massa compresa tra 1,8 e 70 volte la massa di Giove. Un altro transito era previsto per settembre 2017[4], ma non è stato visto nulla di simile agli eventi precedenti, escludendo un evento periodico[6].
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ Miroshnichenko A. S., Gray R. O., Vieira S. L. A., Kuratov K. S. e Bergner Yu. K., Observations of recently recognized candidate Herbig Ae/Be stars, in Astronomy and Astrophysics, vol. 347, 1999, p. 137, Bibcode:1999A&A...347..137M.
- ^ a b c d e f g PDS 110 Observing Campaign - Monitoring the potential September 2017 eclipse of young star PDS 110, su pds110.hughosborn.co.uk.
- ^ a b c d e G. Rojas, J. Gregorio-Hetem e A. Hetem, Towards the main sequence: detailed analysis of weak line and post-T Tauri stars, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 387, n. 3, 1º luglio 2008, pp. 1335-1343, DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13355.x. URL consultato il 3 agosto 2019.
- ^ a b H. P. Osborn, J. E. Rodriguez e M. A. Kenworthy, Periodic eclipses of the young star PDS 110 discovered with WASP and KELT photometry, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 471, n. 1, 20 maggio 2017, pp. 740-749, DOI:10.1093/mnras/stx1249. URL consultato il 3 agosto 2019.
- ^ J. Gregorio-Hetem e A. Hetem, Classification of a selected sample of weak T Tauri stars, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 336, n. 1, 2002-10, pp. 197-206, DOI:10.1046/j.1365-8711.2002.05716.x. URL consultato il 3 agosto 2019.
- ^ PDS 110 Observing Campaign - Monitoring the potential September 2017 eclipse of young star PDS 110
Voci correlate
[modifica | modifica wikitesto]Collegamenti esterni
[modifica | modifica wikitesto]- (EN) Giant ringed planet likely cause of mysterious stellar eclipses, su phys.org.
