Esplora il sistema HD 1160 con immagini dal vivo attraverso la caratterizzazione spettrale e il monitoraggio del contrasto ad alta velocità
Pannello di sinistra: un singolo fotogramma di dati dal canale con lunghezza d’onda di 3,69 µm, tracciato con le aperture e i circuiti utilizzati per ottenere misurazioni di flusso e fondo per la stella ospite HD 1160 A (arancione) e la compagna HD 1160 B (viola). Le linee tratteggiate indicano l’anello posteriore. Ogni immagine utilizza una scala di colori logaritmica casuale diversa ed entrambe sono allineate a nord, con il nord in alto e l’est a sinistra. Pannello di destra: immagine finale LBT/ALES+dgvAPP360 del sistema HD 1160 della seconda notte, prodotta prendendo una media di tutti i fotogrammi nell’intervallo 3,59-3,99 µm nel tempo e nella lunghezza d’onda. Questa immagine copre il tempo di integrazione totale di 10.800 secondi (3 ore). — Ph.AstronomicoSR
La variazione temporale e gli spettri dei compagni ripresi direttamente forniscono informazioni sulle loro proprietà fisiche e sulle dinamiche atmosferiche.
Presentiamo osservazioni spettroscopiche R ~ 40 del compagno rosso HD 1160 B a 2,8-4,2 µm utilizzando una piastra di fase apodizzante a doppio reticolo a 360° (dgvAPP360) e lo spettrometro di campo integrato ALES su un grande interferometro per telescopio binoculare. Utilizziamo la tecnologia recentemente sviluppata di fotometria differenziale abilitata gvAPP per produrre curve fotometriche differenziali per l’HD 1160 B.
Riproduciamo la variazione ciclica precedentemente riportata di ~3,2 ore nei dati di archivio, ma non abbiamo rilevato alcuna variazione ciclica nelle nuove osservazioni effettuate la notte successiva ad un livello di risoluzione simile del 3,5%, suggerendo una rapida evoluzione nel contrasto HD 1160 B Estraiamo anche gli spettri complementari dell’HD 1160 B per ogni notte. I due sono per lo più consistenti, ma la compagna appare più debole nella seconda notte tra 3,0-3,2 µm. I modelli adattati a questi spettri producono valori diversi delle proprietà fisiche a seconda della notte considerata. Troviamo una temperatura effettiva Teff = 2794+115−133 K per la prima notte, coerente con la letteratura, ma T è molto più fredda.impatto = 2279+79−157 K il giorno successivo.
Stimiamo che la massa di HD 1160 B sia di 16-81 mLavoroA seconda della sua età. Presentiamo anche la spettroscopia ottica ad alta risoluzione R = 50.000 della stella ospite HD 1160 A acquisita simultaneamente con lo spettrometro PEPSI. Riclassifichiamo il suo tipo spettrale in A1 IV-V e misuriamo la sua velocità di rotazione prevista v sin i = 96+6−4 km s-1. Evidenziamo quindi che la spettrometria differenziale abilitata a gvAPP può raggiungere solo un’accuratezza riproducibile a livello percentuale e non ha ancora raggiunto il limite di rumore sistematico, suggerendo che una maggiore accuratezza può essere ottenuta con dati aggiuntivi o tecniche avanzate di detrending.
Ben J. Sutliff, Jane L. Birkby, Jordan M. Stone, Annelot Dierkenck, Frank Bax, David S. DolmanMatthew A. Kenworthy, Alexander J. Boone, Steve Ertel, Frans Snik, Charles E. Woodward, Elijah Ihlen, Andrew J. Skimmer, Jaron M. Leisenring, Klaus J. Strassmeyer, J. Wang, David Charbonneau e Beth A. Beeler
Commenti: 22 pagine, 12 figure, accettate per la pubblicazione in MNRAS
Argomenti: Astrofisica solare e stellare (astro-ph.SR); Astrofisica terrestre e planetaria (astro-ph.EP); Strumenti e Metodi Astrofisici (astro-ph.IM)
Citare come: arXiv:2405.12271 [astro-ph.SR] (Oppure arXiv:2405.12271v1 [astro-ph.SR] per questa versione)
https://doi.org/10.48550/arXiv.2405.12271
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Data di presentazione
Autore: Ben Sutliff
[v1] Lunedì 20 maggio 2024, 18:00:00 UTC (2.565 KB)
https://arxiv.org/abs/2405.12271
Astrobiologia
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