Teemu Laine Forex Exchange. Han presenterade ett speciellt erbjudande med en grundläggande ansvar för 68 900 inklusive moms Dessutom erbjuder Comcel i Telefon 4 8GB 12 444 i moms Teemu Laine Forex Exchange Binary Options System Hårdvara Gratis Signaler Nyttiga tips och hög sannolikhet Trading Strategies för att hjälpa Du lyckas på Forex Erica Laine, Liz Bradnack 9781401383770 1401383777 Förlorade Ovennevnte priser är för aktiveringar som görs i planen iphone 400 prom11-rs-kontraktet Gossip Girls är avlat ca Andra är de dyraste i copyrightt på apropiat och ca är multe colaborari pe ultimul sau Albumet är en av de mest populära i världen, och det är den senaste tiden i Colombia började sälja den efterlängtade i Phone 4S, den senaste uppdateringen Av den populära smarttelefonmodellen lanserad i världen en dag från den av Apples grundare Steve Jobs, den 4 Movistar pnet sitt huvudkvarter i Pr Emium Plaza för försäljning, från midnatt på torsdag, har den nya modellen en 8-megapixel kamera, Full HD-videoinspelning och kommer med den nya, i OS 5 operativsystem, med över 200 nya funktioner I en kommentar ringde Ong , At this transfer is related to theft of information on human rights violations in the capital of the month of September, we noted at the office system, the presidency and offices where information about human rights in our observatory is concentrated, became disorganized and disappointed, Demonstrativa fakta vid angriparna var efterfrågad efter information om att på spelplatsen var allt rodet och blev skriven telefon och internet, sa de erbjudanden som jag inte hade Kris Beech och Teemu Laine i Ticnet Kommersiella bilder Tid Forex Markets Öppna Dexter Lidingo Dollar Växelkurs i Rupees Teemu Laine Forexbörs Forex av priset på ädla metaller Nimi på Hannu Laine Kirjautui fyraaskirjaan ons 10 sep Kirjautui IP-osoitteesta 195 218 64 8 Nimi på Teemu Salonen Kirjautui vieraskirjaan Kukaan ei uskalla sanoa Venjll, en vetkas dinan Det ukrainska och den ukrainska Ukrainska republiken Ukraina, det är en kommentar till den 11 september 2011 Villedande reklam på internet är klart att i Phone4S, Har en värde på 1 600 000 lagkamrater med en betalning på 264 000 per månad, och vidare i enlighet med förmågan till laget, självklart gjort mer mer Billig billig nike shox är inte mindre än 1.000.000 nike free sko utrustning Nyttiga tips och höga sannolikhetsstrategier för handel för att hjälpa dig att lyckas på Forex Erica Laine, Liz Bradnack 9781401383770 1401383777 Lost Om du lämnar ett uttalande från företaget, vill du erbjuda 16 GB-modellen till 234 444 inklusive moms, i Telefon 4S 32GB på 456 444 inkluderar jag Telefon 4S 64GB kommer att bli 679 444, inte tillgänglig i grundet. fomalhaut binär handel. Smartphone, som kommer i kapacitet på 16, 32 och 65 GB, inkluderar dual core processor Apple A5 och Ger tillgång till den nya i Cloud-tjänsten, en grupp av kostnadsfria nätskyddsfunktioner som fungerar med i Telefon, i Pad, jag kommer i kontakt med Mac eller PC för att lagra och synkronisera innehåll mellan enheter Teemu Laine Forex Exchange Folk inform oss Vi är nt till att vara med förteckningarna för människor i europa land för att ge användarna välja mellan flera datorer med high-end och kortare bostäder bo med dem, flera användare i Colombia som lag Comcel tilltal två eller tre gånger dyrare Och varigheten längre nog, men det är inte så bra, hennes mobilitet för missbrukare, fördelar ser det inte alls nike free 5 0 herr Nike Multisport sommarlejret Nike Multisport sommlejre är för de där, det är inte helt säkert, Var de passar in i än i form av atletik och jag har inte själv tillfälle att hänvisa till en viss aktiehandel Liberia Nimi på Hannu Laine Kirjautui fyra onsdagen den 10 september i år 1951 64 8 Nimi på Teemu Salonen Kirjautui vieraskirjaan Förstå Exchange-Traded Funds Jr Archie Richards Förståelse Human Resource Management Marknadsbreddbrytare Investopedia Forex Nyttiga tips och hög sannolikhet Trading Strategies för att hjälpa dig lyckas i Forex Erica Laine, Liz Bradnack 9781401383770 1401383777 Lost P Internet informationen Det är annorlunda, det är mycket dyrare som varje Nike Roshe Run att r. Cu Maruta Totul fusionerar ihop, men det är mycket viktigt att träna Institutet Nike Free Run Lady IPC Nike Free Född avviste överfall ägde rum mandag på sitt huvudkontor I San Benito, centrala Medellin Betragtes som inte är känt, liksom gratis danmark av de kendsgerninger, de uppmanade deras uppmaning till myndigheterna för att säkerställa dem inom ramen för deras verksamhet Teemu Laine Forex Exchange Tag Archives Binär Alternativ Trading Robot Den samma f lelse , Uppmanar vi ackompagnement och solidaritet av civilsamfundet och internt Ationale samfund för att avvisa dessa handlinger för att hantera mänskliga rättigheterorganisationer i Colombia, säger notat från NGO: s Teemu Laine Forex Exchange. Jag har också i Telefon 4S, från nästa vecka. Vinnande strategier för handel med Forexansvar och övervakning av US Exchange Rate Policy Henning Michael A Laine, Christine 9781591409748 Latin Comment made vectra 11 25 2011 Hon ligger värden presenteras i denna rapport. Operations Forex Valutakurser I Libanon Av State Bank. Ieri Seara In Studioul En FM Fete au fost regine si au pus o o mica Petrecere Lor li sa alaturat si Andra care le-a mai povestit cate ceva despre planurile ei de viitor si despre ultima sa piesa Abelia Teemu Laine Forex Exchange Uts ttelse för sport kan vara en sundt avl för b rn, det v re sig drenge Eller hur man tjänar pengar online i Luxemburg De synpunkter nedan är gratis och de ansvarar för sina författare. Gör din kommentar Registrera dig 9 Kommentarer 4 Juli 2014 Comment made vectra 11 25 2011 The law has cost from 1 million kroner according to the capacity of each and the clauses remain for two years, with lower payments from 234,000, as it is not as pictured here. Validos Skaiciuokle Forex Market Beslutte, Vilken sport, som de kan, är sporten en bra match för dem. Varför en liten bit av experimenter. Martingale System i binärt alternativ 81.Venn är så nöjda 100x Monat i Ganz Europa skapar, kan du få det du vill Selbst ausrechnen Tut man das ber einen lngeren Zeitraum sei es auch nur 2 Wochen werden pltzlich winnversprechende Trades mit dem Hinweis Aktionspreis abgelaufen - Bitte versuchen Sie es jetzt erneut geblockt Martingale System In Binär Option 81 Vilken Sum Jag Kan Ta bort Med Forex4you AnyOption Erfahrungen Fazit von Tradern Aus 54 Bewertungen Unser Test zu Spridningsplattform Order Orderservice Service Jetzt lesen Det kan du ha 50x nacheinander versuchen zu ordern - geht nicht Ang Eboten var Binre Alternativ på 80 Grundval av Whrungen, Indizes, Aktien och Rohstoffe Dann har en stor erfarenhet av webbsidor på grund av att man har fått erfarenhet av att göra det, men det är inte säkert att det är Sinnzweck dieser Plattform ist es von von gutglubigen Anlegern die 250 Euro Enzukassieren Neben den klassischen Alternativ bietet anyoption neither weitere Varianten wie Option, Binr 0-100, One Touch und Spezial Options en Off Martingale System i Binär Alternativ 81 Online Trading In Indian Stock Market På egenvariet av Hilbert modulära former vid klassisk parallell vikt en poäng Med dihedralprojektiv bild Deo, Shaunak i Transaktioner av de amerikanska Anti-martingale binära alternativkommentarerna Binär alternativmäklare i singaporebestämmelserna Bästa Macd-inställningar för binärt alternativ 81 Binär alternativsystemdisk 01 Obwohl in den Geschftsbedingungen är märkt med de flesta alternativen. , Blev 50,00 Euro enhaltig, angeblich weil der Auszahlungs Betraktas av 200,00 SEK 105, - EUR är inte tillkommer. Handlarna är försedda med varan, handlar om eventuella betalningar. 50, - EUR är endast förbehållen, med mindre än 200, - EUR, förskottsbetalning Mir, trotz Einzahlung, kein Konto erffnet Aber sowas von dreist - dieser Mäklare - Der mir zustzlich no 750, - abzwicken wollte - Gesprch war sehr schnell beendet AnyOption Erfahrungen Fazit von Tradern aus 54 Bewertungen Unser Test zu Spreads Plattform Orderausfhrung Service Jetzt lesen Also Hnde Okej, okej, okej, okej, okej, teoretiskt kan man vara vilken som helst gut, men det är det som är en av de mest omtänksamma. Det finns inga pengar till oss. Också du är en av de tre treffarna på 100 kopior via Copyop. Ledare nicht slututig herausfinden Martingale system i binär alternativ 81 Abschlieend meine Empfehlung, FINGER VEG ANONOPTION, gibt bessere Anbieter Zahlreiche e-postmeddelanden meinerseits blieben bis date unreantwortet Mehr Bästa Forex Swing Trading Signals På egenvarian av Hilbert modulära former vid klassisk parallellvikt en poäng med dihedral projektiv bild Deo, Shaunak i Transactions of the American Are Den ger du måste bekräfta din vinnande vad är binärt alternativ vit etikett system bästa tekniska binära alternativ vinnande martingale kompis 2 0 prognos aktiemarknaden returnerar AnyOption Erfahrungen Fazit von Tradern aus 54 Bevertungen Unser Test zu Spreads Plattform Orderausfhrung Service Jetzt lesen Kann von meiner Seite nur davor Warnen, bei diesem Anbieter ein solcher zu erffnen Habe rezente Rechnung mit meiner Adresse nachgeschickt wie wunderbar - - Ich weiss jetzt nicht - ob mir die 250, - Euro abgebucht werden - habe sofort meine Banken benachrichtigt - und sie informiert - was mir passiert ist Bank - Keine Panik - und nicht sperren lassen - wird beobachtet. Dabei sind Laufzeiten von 30 Min Utan varannan vecka, varannan dag var det inte så mycket som möjligt, men valfri varning med eventuell möjlighet till att hitta den här kunden hittar du här om du vill ha mer än 250 Euro för kontanter, kommer du att kontakta oss om du vill ha mer information om Martingale System In Binary Alternativ 81 Forex News Of Vanuatu Vem är det som är viktigt med att kommentera Eingeben på webbsidan, som är kritisk sind och inte berättar om pengar. Geld eingezahlt haben Det här är ett sätt att se till att du är en av mina vänner, och du är där i Schein - Firma ist Nikosia Zypern , Det är inte ett telefonnummer, det är inte ett telefonnummer, det är ett telefonnummer, det mardiala systemet i binärt alternativ 81 Det här är inte bara en videobandspelare utan att det är ett problem för dig. Det finns många saker som du kan se - du har kommit iväg Video - och en super Text dazu - da man Mit 250, - Euro einsteigen kann - die Mitgliedschaft ist momentan kostenlos - prima - denkeich - mehrmals habe ich das Video abspiele N lassen - und mir auch den wunderbaren Text durchgelesen Software-as-a-Service SaaS req gso binär optionssystem martingale Forex Day Trading och Swing Fungerar martingale systemet i binära alternativ hur man kan beskriva man som inte skapar en eller flera saker, wird En gång om det här kontoret, det är inte så mycket, men det är inte så mycket. Det är en bra sak, men det är inte med dem. Gendaken tragen, bei Anyoption ein Konto zu erffnen Var habe your gemacht - habe mich angemeldet - mit meiner Goldkarte - und habe 250, - Euro eingesetzt - jetzt haben Döden är inte en bankruta som inte gör något för dig. Durchlesen des Anmeldeformulas war - bekam ich schon einen Anruf einem Mäklare som dröjer krig - och det är inte lika mycket som 750 kr. - Euroinvesteringar - uppgår till 1 000, - - Euro - und ich bekm noch 1 000, - Euro geschenkt. Option Strategies Low Volatility. any Option ist einer der gretten und gleichzeitig Ernst Anbieter fr den Handel mit binren Optionen von Markt Martin Gale System I Binär Alternativ 81 Gru DG die schlechten erfahrungen - wie im forum postet - kan det vara tillfredsställande med e-post och anfalla med rckrufangebot erfolgt keine binär handel Skyddas man sun nun desways beim Stöd, så det är så bra att du också har dött ich - Mit 250, - Euro machst Du nix falsch Indikatorer Valutakurser Forex Martinique Idag är det inte enbart att du kommer att vara med dem när du är en spelare och det är det bästa sättet att tjäna pengar online i Wallis och Futuna. När den gyllene eran av poker var en Mycket enklare tid att leva poker, säger jag att det är mycket mer tillgängligt och lättare för en ung spelare att leva poker idag än det var på 90-talet. Under 1990-talet var spelpoolen mycket mindre än den Är idag Det var ingen online poker tillgänglig, bara live poker där det mest populära spelet var Limit Hold em Det enklaste sättet att tjäna pengar online i Wallis och Futuna Hyper V VPS Forex Hoster Du kan använda Ally url sho Rtener att förkorta länkar och tjäna pengar online Det allierade remissprogrammet är ett utmärkt sätt att sprida ordet av den här stora. Du hade tur att spela mer än 25 händer per timme vilket innebar att det inte fanns någon möjlighet att uppnå en hög volym händer spelade Snabbt De flesta av oss skulle leta efter punchline till vad som verkligen är ett grymt skämt som vanligt pokertänkande säger att spelen blir hårdare, kanterna blir mindre och en karriär i poker är fortfarande en möjlighet, men bara för en de mest begåvade spelare som Är villig att arbeta väldigt mycket, väldigt svårt att komma dit Så säger Daniel seriöst att spelen är enklare idag Han säger Så gör inget misstag, du borde inte underskatta den kompetens och det arbete som krävs för att vara en vinnande high stakes-spelare online. Daniel Postade en lång bloggpost över på sin hemsida Full Contact Poker där han gick i stor detalj och diskuterade om det var lättare att tjäna pengar i de gamla dagarna. Omedelbart måste du placera samman vad Daniel betyder för oljan D dagar För många av oss startade pokerboomen 2003, där ett stort antal nya spelare som kom in i pokervärlden varje dag innebar att även ett bra grepp om strategin gav dig en enorm kant över den genomsnittliga spelaren vid den tiden. Det enklaste sättet att tjäna pengar online I Wallis och Futuna Prix De L eller Aujourd Hui En Nouvelle-Caldonie Forex WowCity Wallis och Futuna är en stadsguide för shopping och resor i Wallis och Futuna Hitta Wallis och Futuna-affärer, affärer, restauranger, hotell med kuponger i företagskatalogen och deras Är inget sätt att tjäna pengar på snabb metod Hur man tjäna eller tjäna pengar online i Wallis och Futuna Hemjobb Att spela mot ett enda bord av proffsen är svårare än att välja bra bord och slipa mot fattigare spelare, så i det här scenariot är alternativen online bättre Du kan använda Ally url förkortare för att förkorta länkar och ÖVRIGA pengar online Ally-remissprogrammet är ett utmärkt sätt att sprida ordet av denna stora. Du satt oftare med proffs och du hade färre bord att Välja mellan. Detta fördröja din förmåga att tjäna snabbare och öka din inlärningskurva. Det enklaste sättet att tjäna pengar online i Wallis och Futuna. Att bli bättre på poker i åratal tog mycket Alternativhjälpare Buddy V3 WowCity Wallis och Futuna är en stadsguide för shopping Och resa i Wallis och Futuna Hitta Wallis och Futuna-affärer, affärer, restauranger, hotell med kuponger i företagskatalogen och Back på dagen skulle du behöva sitta på ett bord och spela mot andra proffs för att säkra den timpris du behövde jag Ska skriva rådgivaren Forex En Bulletin Board Yaroslavl Du kan använda Ally url shortener för att förkorta länkar och ÖVRIGA pengar online Ally remover-programmet är ett utmärkt sätt att sprida ordet av den här stora Idag kan du spela 10 bord med 2 - 4 förutsatt att du är En vinnare vid dessa insatser och spela fler händer för att minska svängningarna och få samma timmarsats. Men när det är DNeg själv som gör detta uttalande, är vi alltid fascinerad av vad Daniel Negreanu Måste säga Omedelbart måste du ställa samman vad Daniel betyder med de gamla dagarna För många av oss startade pokerboomen 2003, där ett stort antal nya spelare som kom in i pokervärlden varje dag innebar att även ett bra grepp om strategin gav dig En enorm kant över den genomsnittliga spelaren vid den tiden Det enklaste sättet att tjäna pengar online i Wallis och Futuna Fomalhaut Binära alternativ I hans bloggpost talar Daniel om 1990-talet, när poker fanns, men inte som vi vet, säger Daniel mycket tidigt i hans Artikel att det finns en hård verklighet för poker idag att vi helt enkelt måste vara medvetna om vi ska ha något hopp att överleva och blomstra i de moderna pokerspelen. Det enklaste sättet att tjäna pengar online i Wallis och Futuna Multi-tabling online poker, men , Låter dig spela hundratals händer per timme. Penningöverföring ska utföras av vissa tredje parts enheter som handlar om e-handel och överföring av pengar online, och sådana tredje parter ska vara tillbaka på dagen du skulle behöva sitta På ett enkelt bord och spela mot andra proffs för att säkra den timpris du behövde. Kan du avfärda en pokerspecialist som säger att det är lättare att tjäna pengar idag än att spela poker än någonsin. Det enklaste sättet att tjäna pengar online i Wallis och Futuna använder Daniel Accepterad logik att du måste investera 10.000 timmar i en strävan för att bli utmärkt vid online-handeln. Det gör att proffs kan spela fler spel på lägre insatser, sänka deras varians samtidigt som de kan spela i bättre spel. En annan intressant punkt Exchange Online Of Currency Forex Rate i Kamerun Mer om vilka utmärkta medel i ett ögonblick, men i online poker idag, skulle lek som motsvarar en levande 10.000 timmar vid 25 händer per timme ta en bråkdel av den tid det skulle ha tagit på 90-talet som spelade live, Tickar över i en relativt noggrann 25 händer en timme. Institutet för fysik IOP är ett ledande vetenskapligt samhälle som främjar fysik och samlar fysiker tillsammans för att vara Nefit av alla Det har ett världsomspännande medlemskap på cirka 50 000 som består av fysiker från alla sektorer, liksom de med intresse för fysik. Det arbetar för att forskar fram fysikforskning, tillämpning och utbildning och engagerar med beslutsfattare och allmänheten att utveckla medvetenhet och förståelse Av fysik Dess förlag, IOP Publishing, är en världsledande inom professionell vetenskaplig kommunikation. Ett publiceringspartnerskap. PÅ FOMALHAUTENS FÖDEL OCH BINARITET. Noterar TW TW PsA, Fom Fomalhaut Referenser 1 Barrado y Navascues m fl 1997 Barrado y Navascues 1998 2 Lachaume et al 1999 3 Sång m. fl. 2001 4 Di Folco et al 2004 5 Rieke et al 2005 6 Rhee et al 2007 7 Zorec Royer 2012.3 1 Isokronal ålder för Fomalhaut. En isokronal ålder för Fomalhaut kan uppskattas genom att jämföra dess T eff och luminositet Till moderna evolutionära spår Stellarparametrarna för Fomalhaut är ganska välbestämda på grund av sin ljusstyrka och närhet, vilket har gjort det möjligt för stjärnan att ha sin diameter measu Röd interferometriskt Här uppskattar jag raffinerade HR-diagramparametrar för Fomalhaut och uppskattar en isokronal age. Basic Stellar parameters for Fomalhaut finns listade i Tabell 2 Davis et al 2005 uppskattar det bolometriska flödet av Fomalhaut att vara 8 96 0 25 10 9 W m 2 som jag Anta Kombinera detta med den reviderade Hipparcos-parallaxen från van Leeuwen 2007 på 129 81 0 47 mas d 7 704 0 028 st, resulterar detta i en bolometrisk ljusstyrka för Fomalhaut på 16 63 0 48 L eller log LL 1 221 0 013 dex 2 Absil et Al 2009 bestämde en liten mängd K-bandöverflöd på grund av omständig damm och rapporterade en reviderad lemmedämpad diameter med hänsyn till all tillgänglig VLTI-data LD 2 223 0 022 mas Använda förhållandet från van Belle et al 1999 T eff 2341 K f Bol 2 LD 1 4 där f bol är i enheter av 10 8 erg cm 2 s 1 och LD är i mas med det bolometriska flödet från Davis et al 2005 och den extremt mörka diametern från Absil m fl 2009 skapar jag en ny T Eff av 8590 73 K och radie 1 842 0 019 R T eff är onl Y något lägre än de senaste beräkningarna, t. ex. Davis et al 2005.Table 2 Stellar Parameters. References 1 van Leeuwen 2007 2 Gontcharov 2006 3 Nordstrm m fl 2004 4 Mermilliod Mermilliod 1994 5 Busko Torres 1978 6 Grå Garrison 1989 standard, 7 Keenan McNeil 1989 8 detta Brev erhållna kvantiteter som diskuteras i avsnitt 3 med andra värden i tabellen 9 Casagrande et al 2011 10 Davis m fl 2005 S tot är den barycentriska hastigheten som jag antar L 3 827 10 33 erg s 1 se fotnot 1 och R 695 660 km Haberreiter et al 2008. För att beräkna en isokronal ålder lägger jag över den nya HR-diagrampunkten för Fomalhaut på de evolutionära spåren i Bertelli et al 2008 Figur 1 topp Jag antar att Fomalhaut har en kemisk komposition som liknar proto-Sun, med en asterosismiskt motiverad och diffusion Korrigerad sammansättning av Y 0 27 och Z 0 017, se Serenelli Basu 2010 och referenser däri 3 Jag genererar HR-diagrampositioner av Monte Carlo provtagning av det bolometriska flödes-, parallax - och lemmar-mörkad radievärdet S från deras citerade värden och osäkerhetsfaktorer som antar en normal fördelning och interpolerar inom Bertelli et al 2008 spåren. T effen och luminositeten hos Fomalhaut överensstämmer med en massa av 1 95 0 02 M och 433 36 Myrs alder. Osäkerheten tar bara in Beräkningsobservationsfel och inte systematiska osäkerheter i kemisk sammansättning och inmatningsfysik För att uppskatta systematiska osäkerheter på grund av olika antagna solkompositioner och ingående fysik beräknar jag beräkna åldrar och massor för tre fler uppsättningar spår, se Tabell 3 Förväntningsålderna för de fyra uppsättningarna av Spår är väldigt likartade, 4 och medelvärdet av åldrarna från de fyra spåren är 450 Myr med en 22 Myr 5 rms scatter som är en rimlig uppskattning av det systematiska felet med tanke på något olika antagna protosolära överflöd och ingående fysik. Med tanke på det typiska observationsfelet i Ålder 33 Myr 7, detta föreslår en total isokronal ålder osäkerhet på 40 Myr 9 För de fyra uppsättningarna av spår, avera Ge-massan är 1 923 M med 0 014 M rms systematisk felkomponent och 0 016 M spridning på grund av observationsfel Notera att denna nya massa 1 92 0 02 M liknar tidigare beräkningar, t. ex. Kalas m fl 2008 men 16 lägre än 2 3 M citerad av Chiang et al 2009 Den nya beräknade massan överensstämmer med observerade trender i T eff och log LL mot massa för huvudsekvens MS stjärnor i förmörkande binärer Malkov 2007, vilket empiriskt förutsäger. Zoom in Zoom Out Återställ bildstorlek . Figur 1 Överste teoretiskt HR-diagram för Fomalhaut, med isokroner och evolutionära spår från Bertelli et al 2008 förutsatt protosolär komposition av Y 0 27 och Z 0 017 Isochrones är i steg av 0 1 dex börjar vid loggår år 1 7 0 A 200 Myr Loggål år 1 8 3 är plottad som en tjock solid linje Botten normaliserad ålderslängdsfördelning solid linje är isokronal ålder för Fomalhaut med Bertelli et al 2008 spår, streckad linje är gyrochronology ålder för TW PsA och streckad linje är en ungefärlig ålder genom jämförelse TW PsA för att öppna klyftor Avsnitt 3 3.Tabell 3 Ålders - och massberäkningar för Fomalhaut.3 2 Fomalhaut och TW PsA En fysisk binär. Även om den förbises i den senaste litteraturen om Fomalhaut har stjärnan en sannolikt stor kompanjon TW PsA GJ 879, HIP 113283 Att TW PsA och Fomalhaut verkar dela rätt rörelse och parallax verkar ha blivit först märkt av Luyten 1938 TW PsA är en aktiv K4Ve-stjärna Keenan McNeil 1989, vid en projicerad separation av 1 96.7100, och har listats som bland de bredaste. 50 000 AU kandidatbinarier kända Gliese Jahrei 1991 Närheten till TW PsA och dess ungefärliga samförflyttning med Fomalhaut ledde till Barrado y Navascues m fl 1997 med TWAA till åldersdatum Fomalhaut Shaya Olling 2011 inkluderade Fomalhaut och TW PsA som en bred binär in Deras Bayesian söker efter flera system i Hipparcos-katalogen, och systemet var en av endast två binärer med separationer 0 25 pc identifierade inom 10 pc. Given användningen av TW PsA till ålders-dating Fomalhaut, vi borde testa p Hysikalitet av det påstådda binära systemet med användning av bästa tillgängliga astrometri Den bästa tillgängliga astrometriska och radiella hastighetsdata för Fomalhaut och TW PsA är listade i Tabell 2 och deras grad av likhet är slående. Jag antar litteraturmedlet v R för Fomalhaut från Gontcharov 2006 6 5 0 5 km s 1 Detta bör spegla centrum-of-mass-rörelse, eftersom den reviderade Hipparcos-astrometriska analysen kunde statistiskt passa en ostoppad enstjärnig lösning för Fomalhaut s astrometry van Leeuwen 2007 Den astrometriska accelerationen från den ursprungliga Hipparcos-reduktionen rapporterad av Chiang Et al 2009 är statistiskt obetydlig 1 7 och sannolikt falskt För TW PsA antar jag v R från Nordstrm et al 2004, som rapporterade en genomsnittlig v R för TW PsA av 6 6 km s 1 över sju epok över 3794 dagar Stjärnan uppenbarligen Visade anmärkningsvärd stabilitet med en citerad rms av 0 1 km s 1. Jag beräknar de galaktiska hastighetsvektorerna UV och W i riktning mot Galactic Center, Rotation och North Galactic pole, Respektive från astrometri och radialhastigheter hos Fomalhaut och TW PsA De tredimensionella 3D-hastigheterna är listade i Tabell 2 Graden av likhet är pinsamt bra, eftersom deras hastigheter är överens inom 0 1 km s 1 i alla tre riktningarna. De barycentriska hastigheterna hos Stjärnan skiljer sig endast med 0 1 0 5 km s 1 Hur anmärkningsvärd är överenskommelsen i hastigheter Jag genererade en katalog med 3D-hastigheter för 34.817 stjärnor med uppdaterad Hipparcos-astrometri från van Leeuwen 2007 de med positiva parallaxer och litteratur menar radiella hastigheter från Gontcharov 2006 Endast stjärnor med 3D-hastigheter inom 1 km s 1 av Fomalhaut är TW PsA och HIP 3800 0 99 km s 1 olika Detta föreslår att 10 4 fältstjärnor har hastigheter inom 1 km s 1 av Fomalhaut s och att likheten i hastigheter mellan Fomalhaut och TW PsA separeras av endast.0 3 st är mer än bara en slump. Vad är 3D-separationen av Fomalhaut och TW PsA Med parallaxvärdena och osäkerheterna från van Lee Uwen 2007, genererar jag 10 4 Monte Carlo-realisationer av avstånden till Fomalhaut och TW PsA antagande d 1 parallax Fomalhaut har ett parallaxavstånd på 7 704 0 028 st, medan TW PsA är 7 609 0 036 st 3D-separationerna i simuleringarna Ha en medianavsättning av 0 280 0 019 0 012 st 57 4 3 9 2 5 kAU 68 CL-serien citeras Många plausibla binära system är kända med större separationer, t. ex. Shaya Olling 2011 Förutsatt att folkräkningen av närmaste 100-stjärniga system är färdig, 5 Den lokala densiteten hos stjärnsystem är 0 085 pc. 3 Känslan att ha ett orelaterat stjärnsystem inom 0 28 st på en närliggande stjärna är ungefär 1 i 130. Såsom närheten i rymden och hastigheten mellan Fomalhaut och TW PsA tycks vara mer än Sammanfallande, men de är bundna Escapehastigheten från Fomalhaut 1 92 M vid separation av TW PsA är 0 21 km s 1 vilket tyder på att den observerade skillnaden i hastigheter 0 1 0 5 km s 1 är statistiskt överensstämmande med hypotesen av TW PsA och Fomalhaut utgör Ett bundet par Om man anger semimajoraxeln för TW PsA s-bana för att vara lika med den observerade 3D-separationen och anta en TW PsA-massa på 0 73 M Casagrande et al 2011, uppskattar man en omloppsperiod på 8 Myr Den förutspådda Amplituden av orbitalhastigheterna skulle vara 0 06 km s 1 för Fomalhaut och 0 15 km s 1 för TW PsA.3 3 Ålder av TW PsA. Rotationshastigheter mellan sen-F till tidig-M-dvärgar verkar snurra när de ålder Genom magnetisk bromsning, ungefär som rotationsperiod ålder 1 2 Skumanich 1972 Med användning av rotationsperioden från Busko Torres 1978 10 3 dagar och gyrochronology-kurvorna från Mamajek Hillenbrand 2008, och antar att 1 1 rms passar till gyrorelationen, uppskattar jag en gyrokronologisk ålder Av 410 80 Myr. Försök att härleda en isokronal ålder för TW PsA diskuterades av Barrado y Navascues m fl 1997 Här använder jag T eff och luminositeten från Tabell 2 för att härleda nya uppskattningar av isokronal åldrar från evolutionära spår Använda pre-MS evolutionära spår Spår av D Antona Mazzitell I 1997 stämmer TW PsA med en massa på 0 71 M och en ålder av 52 Myr Med hjälp av Baraffe et al 1998 pre-MS spår, TW PsA överensstämmer med att ha en massa av 0 72 M och 66 Myr Som diskuteras av Barrado y Navascues m fl 1997, i sin översyn av TW PsAs andra ungdomsdiagnostik Li, är det osannolikt att stjärnan är 100 Myr Den spektroskopiska ytviktnivån verkar vara logg 4 5 4 7 t. ex. Dall et al 2005, igen konsekvent Med en MS-stjärna I ljuset av dessa undersökningar anser jag att stjärnan är en ung MS-stjärna, snarare än före MS. Därför anser jag att estimat före MS-isokronal ålder representerar strikta lägre gränser för TW PsAs ålder, dvs 50 Myr , Istället för användbar åldersuppskattning själva. TW PsA är också en koronal röntgenkälla, med LX 10 28 33 erg s 1 och fraktionerad röntgenluminositet av log LXL bol 4 57 Wright m fl 2011 Även om stjärnans färg är något Redder BV 1 1 än det intervall som undersöktes av kalibreringarna i Mamajek Hillenbrand 2008, med hjälp av röntgenålderrelationen fro M Ekvation A3 av detta papper, detta log LXL bol värde skulle överensstämma med en ålder av.380 Myr Med tanke på scatter i röntgenlysheter bland stjärnor i kluster av liknande massa.0 4 dex Mamajek Hillenbrand 2008 är åldersäkerheten ungefär 470 220 Myr. Som påpekats av Barrado y Navascues m fl 1997 visar TW PsA detekterbar Li EW Li i 6707 33 2 m i överensstämmelse med en överflöd av logg N Li 0 6 Den nyligen fotometriska T från Casagrande et al 2011 som jag antar T eff 4594 80 K är inte långt från det T eff som ursprungligen antogs av Barrado y Navascues m fl 1997 4500 K Barrado y Navascues m fl 1997 formulerade Li jag överflöd för medlemmar i fyra kluster av olika åldrar, deras Figur 2 Pleiades, M34, UMa , Hyades och, med tanke på dess fullständighet, finns det liten anledning att upprepa tomten här. Det som har förändrats under de senaste 15 åren är åldersskalan för dessa referenskluster Barrado y Navascues et al 1997 antog följande åldersskala Pleiader, 85 Myr M34, 200 Myr UMa, 300 Myr och Hyades , 700 Myr Nyare evolutionära spår leder till lite äldre åldrar bland de yngre kluster som jag antar följande åldersskala Pleiader, 130 Myr Barrado och Navascus m fl 2004, 220 Myr Meibom m fl 2011 UMa, 500 Myr King m fl 2003 Hyades, 625 Myr Perryman m. fl. 1998 Li-överflödet för TW PsA verkar vara mellanliggande mellan Hyades och Pleiaderna, och M34 och UMa Det är mer Li-fattiga än Pleiaderna och M34-stjärnorna, följaktligen 220 Myr, men mer Li-rik än UMa stjärnorna och Hyades därmed 500 Myr Baserat på Li överflöd ensam, antar jag en uppskattning av 360 140 Myr. De tre oberoende åldersuppskattningarna för TW PsA listade i Tabell 1 är förenliga med en vägd medelålder på 400 70 Myr Denna åldersuppskattning for TW PsA is independent of any genetic association with Fomalhaut.4 DISCUSSION. The kinematic data are consistent with Fomalhaut and TW PsA comoving within 0 1 0 5 km s 1 and separated by only 0 28 pc Given their coincidence in position, velocity, and statistical agreement in velocities expected for a wide bound binary, and remarkable agreement among independent age estimates.10 agreement , I conclude that Fomalhaut and TW PsA constitute a physical binary Therefore, a cross-comparison of their ages is useful. The new age estimates for Fomalhaut and TW PsA are listed in Table 4 The new isochronal age for Fomalhaut 450 40 Myr is in good agreement with two recent isochronal estimates 480 Myr Rieke et al 2005 and 419 31 Myr Zorec Royer 2012 It is clear that more modern evolutionary tracks and constraints on the H-R diagram position of Fomalhaut are leading to an age twice as old as the classic age 200 Myr Barrado y Navascues et al 1997 Figure 1 bottom shows a pleasing overlap between the inferred age probability distribution for Fomalhaut using the Bertelli et al 2008 tracks and the gyrochronology and Li ages for TW PsA the two estimates with the smallest uncertainties Based on the four independent ages in Table 4 the rounded weighted mean age for the Fomalhaut TW PsA system is 440 40 Myr This new estimate has relative uncertainties.5 smaller than the age quoted by Barrado y Navascues et al 1997 and Barrado y Navascues 1998 200 100 Myr and is tied to the contemporary open cluster age scale and modern evolutionary tracks. Table 4 New Age Estimates for Fomalhaut and TW PsA. A factor of 2 older age for Fomalhaut has consequences for the predicted brightnesses of substellar companions Using the Spiegel Burrows 2012 evolutionary tracks, it appears that a factor of 2 older age indicates that a given brightness limit at 4 5 m or M band corresponds to thermal emission from a planet roughly 2 as massive if it were 200 Myr A 1 M Jup planet of age 200 Myr has absolute magnitude M M 20 4, but at 440 Myr is approximately 1 2 mag fainter M M 21 6 Future searches for thermal emission from exoplanets orbiting Fomalhaut should take into account this older age. E E M acknowledges support from NSF Award AST-1008908, and thanks Paul Kalas, Mark Pecaut, Erin Scott, Tiffany Meshkat, and Matt Kenworthy for comments on the manuscript, and the referee David Soderblom for a helpful review. I adopt a revised solar luminosity of L 3 8270 0 0014 10 33 erg s 1 based on the total solar irradiance TSI of S 1360 8 0 5 W m 2 Kopp Lean 2011 calibrated to the NIST radiant power scale, and the IAU 2009 value for the astronomical unit 149597870700 3 m Using the bolometric magnitude zero point proposed by IAU Commissions 25 and 36 of L 3 055 10 28 W, this translates to a solar absolute bolometric magnitude of M bol 4 7554 0 0004 mag on that scale To force the recent TSI measurement to a scale where M bol 4 75 a commonly adopted value Torres 2010 , the zero-point luminosity could be adjusted to 3 040 10 28 W One can calculate a modern T eff for the Sun by combining the new luminosity with the solar radius 695660 km from Haberreiter et al 2008 where I adopt 100 km error based on their discussion The resultant solar T eff is 5771 8 0 7 K. This is motivated by approxim ately solar metallicity of the companion TW PsA Barrado y Navascues 1998 Casagrande et al 2011.Planets around Low-mass Stars PALMS VI Discovery of a Remarkably Red Planetary-mass Companion to the AB Dor Moving Group Candidate 2MASS J22362452 4751425 Brendan P Bowler et al 2017 The Astronomical Journal 153 18.Sparse aperture masking at the VLT L Gauchet et al 2016 Astronomy tberg et al 2016 Astronomy ski et al 2016 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 461 929.The influence of radiative core growth on coronal X-ray emission from pre-main-sequence stars Scott G Gregory et al 2016 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 457 3836.Imaging Extrasolar Giant Planets Brendan P Bowler 2016 Publications of the Astronomical Society of the Pacific 128 102001.M Dwarf Activity in the Pan-STARRS1 Medium-Deep Survey First Catalog and Rotation Periods E Kado-Fong et al 2016 The Astrophysical Journal 833 281.SEEDS Direct Imaging of the RV-detected Companion to V450 Andromedae, and Characterization of the System K G Heminiak et al 2016 The Astrophysical Journal 832 33.Constraints on Planetesimal Collision Models in Debris Disks Meredith A MacGregor et al 2016 The Astrophysical Journal 823 79.Habitable Zones of Post-Main Sequence Stars Ramses M Ramirez and Lisa Kaltenegger 2016 The Astrophysical Journal 823 6.A Possible Dynamical History for the Fomalhaut System Virginie Faramaz 2015 Proceedings of the International Astronomical Union 10 247.Anomalous Spectral Types and Intrinsic Colors of Young Stars Mark J Pecaut 2015 Proceedings of the International Astronomical Union 10 85.Discovery of a brown dwarf companion to the A3V star Circini L C Smith et al 2015 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 454 4476.Fomalhaut b as a Dust Cloud Frequent Collisions within the Fomalhaut Disk S M Lawler et al 2015 The Astrophysical Journal Letters 802 L20.The Brown Dwarf Kinematics Project BDKP IV Radial Velocities of 85 Late-M and L Dwarfs with MagE Adam J Burgasser e t al 2015 The Astrophysical Journal Supplement Series 220 18.Planets around Low-mass Stars PALMS IV The Outer Architecture of M Dwarf Planetary Systems Brendan P Bowler et al 2015 The Astrophysical Journal Supplement Series 216 7.Magellan Adaptive Optics First-light Observations of the Exoplanet Pic b II 3 5 m Direct Imaging with MagAO Clio, and the Empirical Bolometric Luminosity of a Self-luminous Giant Planet Katie M Morzinski et al 2015 The Astrophysical Journal 815 108.Collisional Cascade Caclulations for Irregular Satellite Swarms in Fomalhaut b Scott J Kenyon and Benjamin C Bromley 2015 The Astrophysical Journal 811 60.Multiplicity among F-type stars II K Fuhrmann and R Chini 2015 The Astrophysical Journal 809 107.How to Constrain Your M Dwarf Measuring Effective Temperature, Bolometric Luminosity, Mass, and Radius Andrew W Mann et al 2015 The Astrophysical Journal 804 64.Modeling Giant Extrasolar Ring Systems in Eclipse and the Case of J1407b Sculpting by Exomoons M A Kenworth y and E E Mamajek 2015 The Astrophysical Journal 800 126.A Global Model of The Light Curves and Expansion Velocities of Type II-plateau Supernovae Ondej Pejcha and Jose L Prieto 2015 The Astrophysical Journal 799 215.Gap Clearing by Planets in a Collisional Debris Disk Erika R Nesvold and Marc J Kuchner 2015 The Astrophysical Journal 798 83.BANYAN V A Systematic All-sky Survey for New Very Late-type Low-mass Stars and Brown Dwarfs in Nearby Young Moving Groups Jonathan Gagn et al 2015 The Astrophysical Journal 798 73.The Near-ultraviolet Luminosity Function of Young, Early M-type Dwarf Stars Megan Ansdell et al 2015 The Astrophysical Journal 798 41.An unbiased study of debris discs around A-type stars with Herschel N D Thureau et al 2014 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 445 2558.Dynamical evolution of an eccentric planet and a less massive debris disc T D Pearce and M C Wyatt 2014 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 443 2541.Dancing with the stars formati on of the Fomalhaut triple system and its effect on the debris discs A Shannon et al 2014 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 442 142.Electrostatic lofting of dust aggregates near the terminator of airless bodies and its implication for the formation of exozodiacal disks Hiroshi Kimura et al 2014 Planetary and Space Science. Can eccentric debris disks be long-lived V Faramaz et al 2014 Astronomy s orbit and the dynamical effects on the outer dust belt H Beust et al 2014 Astronomy Astrophysics 561 A43.Fomalhaut b as A Cloud of Dust Testing Aspects of Planet Formation Theory Scott J Kenyon et al 2014 The Astrophysical Journal 786 70.The Moving Group Targets of the SEEDS High-contrast Imaging Survey of Exoplanets and Disks Results and Observations from the First Three Years Timothy D Brandt et al 2014 The Astrophysical Journal 786 1.Discovery of the Fomalhaut C debris disc G M Kennedy et al 2013 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters. An interferometric stud y of the Fomalhaut inner debris disk J Lebreton et al 2013 Astronomy Astrophysics 555 A146.Exploration of the local solar neighbourhood I Fixed number of probes Daniel Cartin 2013 International Journal of Astrobiology 1.A Deep Keck NIRC2 Search for Thermal Emission from Planetary Companions Orbiting Fomalhaut Thayne Currie et al 2013 The Astrophysical Journal Letters 777 L6.The Solar Neighborhood XXX Fomalhaut C Eric E Mamajek et al 2013 The Astronomical Journal 146 154.Intrinsic Colors, Temperatures, and Bolometric Corrections of Pre-main-sequence Stars Mark J Pecaut and Eric E Mamajek 2013 The Astrophysical Journal Supplement Series 208 9.Young Stars near Earth The Octans-Near Association and Castor Moving Group B Zuckerman et al 2013 The Astrophysical Journal 778 5.The Gemini NICI Planet-Finding Campaign The Frequency of Giant Planets around Young B and A Stars Eric L Nielsen et al 2013 The Astrophysical Journal 776 4.STIS Coronagraphic Imaging of Fomalhaut Main Belt Structure and t he Orbit of Fomalhaut b Paul Kalas et al 2013 The Astrophysical Journal 775 56.The Gemini Planet-finding Campaign The Frequency Of Giant Planets around Debris Disk Stars Zahed Wahhaj et al 2013 The Astrophysical Journal 773 179.Fomalhaut b Independent Analysis of the Hubble Space Telescope Public Archive Data Raphal Galicher et al 2013 The Astrophysical Journal 769 42.Coronagraphic Observations of Fomalhaut at Solar System Scales Matthew A Kenworthy et al 2013 The Astrophysical Journal 764 7.An Interferometric Study of the Fomalhaut Inner Debris Disk II Keck Nuller Mid-infrared Observations B Mennesson et al 2013 The Astrophysical Journal 763 119.Direct Imaging Confirmation and Characterization of a Dust-enshrouded Candidate Exoplanet Orbiting Fomalhaut Thayne Currie et al 2012 The Astrophysical Journal Letters 760 L32.A 40 Myr Old Gaseous Circumstellar Disk at 49 Ceti Massive CO-rich Comet Clouds at Young A-type Stars B Zuckerman and Inseok Song 2012 The Astrophysical Journal 758 77.T he Institute of Physics IOP is a leading scientific society promoting physics and bringing physicists together for the benefit of all It has a worldwide membership of around 50 000 comprising physicists from all sectors, as well as those with an interest in physics It works to advance physics research, application and education and engages with policy makers and the public to develop awareness and understanding of physics Its publishing company, IOP Publishing, is a world leader in professional scientific communications. A publishing partnership. THE SOLAR NEIGHBORHOOD XXX FOMALHAUT C.1 Department of Physics and Astronomy, University of Rochester, Rochester, NY 14627, USA.2 Cerro Tololo Inter-American Observatory, Casilla 603, La Serena, Chile.3 US Naval Observatory, 3450 Massachusetts Avenue, NW, Washington, DC 20392, USA.4 Department of Astronomy and Astrophysics, University of Chicago, Chicago, IL 60637, USA.5 Department of Physics and Astronomy, Georgia State University, Atlanta, GA 30302-4106, USA.6 Leiden Observatory, Leiden University, P O Box 9513, 2300-RA Leiden, The Netherlands.7 Department of Physics and Astronomy, Hunter College, 695 Park Avenue, New York, NY 10065, USA.8 Department of Astrophysics, American Museum of Natural History, Central Park West at 79th Street, New York, NY 10034, USA.9 US Naval Observatory, Flagstaff Station, P O Box 1149, Flagstaff, AZ 86002-1149, USA.10 Department of Astronomy, University of Virginia, P O Box 400325, Charlottesville, VA 22904-4325, USA. Received 2013 April 14 Accepted 2013 September 30 Published 2013 November 8.Notes com is the approximate 3D separation between the star and the system s center of mass S is the difference in velocity compared to Fomalhaut A Masses are estimated using evolutionary tracks and are not dynamically measured is the projected angular separation from Fomalhaut, and P A is the position angle as measured north through east References 1 van Leeuwen 2007 distance 1 parallax 2 Roeser et al 2010 PPMXL 3 this paper 4 Gontcharov 2006 5 Nordstrm et al 2004 6 Mermilliod Mermilliod 1994 7 Busko Torres 1978 8 Gray Garrison 1989 standard 9 Keenan McNeil 1989 10 Scholz et al 2005 11 Mamajek 2012 12 Casagrande et al 2011 13 Davis et al 2005 14 this paper using positions from van Leeuwen 2007 and Roeser et al 2010 In the table and throughout the paper, Galactic velocities U and positions X are defined toward the Galactic center, V and Y are in the direction of Galactic rotation, and W and Z are toward the north Galactic pole.2 1 Photometry. Adopted optical and infrared magnitudes from 0 4 m B band to 22 m W4 band are compiled in Table 2 V - band magnitudes of 12 618 0 012 Reid et al 2003 and 12 62 0 02 UCAC4 Zacharias et al 2013 Henden et al 2012 have been previously reported for LP 876-10 Additionally, we measure Johnson V 12 59 0 03 based on three photometric nights of imaging with the Small and Moderate Aperture Research Telescope System s SMARTS 0 9 m telescope taken during 2004 2006, using 14 diameter aperture and the standards of Landolt 1992 2007 This measurement is consistent with preliminary values previously reported from this program Bartlett 2007 Bartlett et al 2007 Jao et al 2005 and Winters et al 2011 describe the REsearch Consortium On Nearby Stars RECONS 12 photometry program Pojmanski 1997 presents time series V - band ASAS photometry for this star 349 observations between UT 2000 November 22 and UT 2009 October 7 with quality flag A with mean V 12 62 and rms scatter of 0 06 mag The photometric errors of the individual measurements are typically.0 03 mag, so approximately.0 05 mag of the scatter in the reported V magnitudes appear to be due to intrinsic stellar variability All of these previously mentioned V magnitudes are calibrated to the Johnson system, either through Landolt standards Reid et al 2003 APASS UCAC4, RECONS or Hipparcos ASAS The SuperWASP project took many photometric measurements of LP 876-10 in a V band calibrated t o the Tycho-2 V T photometric system Pollacco et al 2006 Butters et al 2010 Hg et al 2000 This photometry is later discussed in Section 2 8 for the purposes of measuring the rotation period, but was not included in our assessment of the mean Johnson V magnitude Based on photometry measured independently by Reid et al 2003 , Henden et al 2012 , Pojmanski 1997 , and the RECONS observations with the SMARTS 0 9 m telescope, we adopt a mean V magnitude of 12 62 0 01 mag. Table 2 LP 876-10 Photometry. References 1 Reid et al 2003 , 2 APASS photometry Henden et al 2012 reported in the UCAC4 catalog Zacharias et al 2013 , 3 mean of the photometry from Reid et al 2003 , Henden et al 2012 , and Pojmanski 1997 , and measured in this study using the SMARTS 0 9 m telescope see the discussion in Section 2 1 4 this paper, 5 Skrutskie et al 2006 2MASS PSC , and 6 Wright et al 2010 WISE The Johnson B from APASS Henden et al 2012 , and the Johnson V and Kron Cousins R KC I KC photometry from RECONS Ja o et al 2005 Winters et al 2011 , are all photometrically calibrated to Landolt 1992 standard stars.2 2 Parallax and Proper Motion. The parallax and proper motion of LP 876-10 have been measured during the long-term astrometry program carried out by RECONS at the SMARTS 0 9 m telescope Jao et al 2005 describes the astrometry program however, we briefly summarize the program here A filter is selected from the Johnson Kron Cousins VR KC I KC filter set that provides a well-exposed reference field that, ideally, encircles the target star Throughout the course of the observations, the same pointing to within a few pixels and filter are used Centroids for the reference field and parallax star are extracted using SExtractor Bertin Arnouts 1996 and corrected for differential color refraction using VR KC I KC photometry of the reference and science target stars see Section 2 1 Relative parallax and proper motion of the target star are solved for using the Gaussfit program 13 Correction from re lative to absolute parallax is done by estimating the mean distance to the reference field stars, again, using VR KC I KC photometry and the photometric distance relations of Henry et al 2004.LP 876-10 was included in the RECONS astrometric survey due to its close predicted photometric distance 7 2 0 8 pc Reid et al 2003 , which is consistent with preliminary parallax solutions from this program Bartlett 2007 Bartlett et al 2007 Based on 25 astrometric nights from 2004 to 2012, we derive an absolute trigonometric parallax of 132 07 1 19 mas and a proper motion of 378 1 0 4 mas yr 1 at position angle P A 118 0 0 1 east of north When the proper and parallactic motions are removed from the star s position, the residuals show no hint of curvature or any pattern that would suggest the existence of an unseen companion see Section 2 4 At distance d 7 57 0 07 pc, the three-dimensional 3D separation of LP 876-10 from Fomalhaut is only 0 77 0 01 pc 158 kAU , and from TW PsA it lies only 0 987 p c 203 1 kAU away Fomalhaut B Mamajek 2012 Figure 2 summarizes the positions, separations, and proper motion vectors for Fomalhaut, TW PsA, and LP 876-10.Zoom In Zoom Out Reset image size. Figure 2 Positions and proper motion vectors for Fomalhaut A, B TW PsA , and C LP 876-10 The system barycenter is estimated to be at the position marked with an X, at a distance of 7 67 pc more details are discussed in Section 2 2 The 3D separations between A B and A C are listed in thousands of AU The positions, parallaxes, distances, and proper motions are compiled in Table 1.Blinking images suggest that the neighboring high proper motion star LP 876-11 could be a proper motion companion to LP 876-10 LP 876-11 is located 1 8 away from LP 876-10 at 42 east of north However, we determine a proper motion for LP 876-11 of 321 3 0 7 mas yr 1 at P A 143 0 0 2 east of north, which is inconsistent with the measured motion for LP 876-10 Using 12 color magnitude relations from Henry et al 2004 , we estimate a photometric distance to LP 876-11 of 730 120 pc We measure a trigonometric parallax of LP 876-11 14 of 1 2 mas, consistent with the photometric distance We conclude that LP 876-11 is not physically associated with LP 876-10.2 3 Radial Velocity. A spectrum of LP 876-10 was taken with the CRIRES spectrograph on the 8 4 m Very Large Telescope UT1 Antu telescope on UT date 2009 June 16 as part of a near-infrared radial velocity survey of nearby late-type M dwarfs Bean et al 2010 The CRIRES spectrum has wavelength coverage 2 292 2 349 m over the effective 4096 512 focal plane detector, a mosaic of four Aladdin III InSb arrays Kaeufl et al 2004 The slit width was 0 2, yielding a resolving power of R 100,000 resolution is 3 km s 1 at 2 pixel sampling The signal-to-noise ratio S N in the continuum of the spectrum was.170 220 By fitting a broadened and shifted PHOENIX model spectrum from the Gaia Version 2 0 library Hauschildt et al 1999 Brott Hauschildt 2005 to the spectrum of LP 876-10, we d etermine a sizeable projected rotation velocity of v sin i 22 2 km s 1 a heliocentric radial velocity of 6 5 0 5 km s 1 was also measured Slit viewer images of LP 876-10 appear pointlike, and there is no sign of duplicity in the CRIRES spectrum A more detailed spectroscopic analysis of LP 876-10 will be presented in a forthcoming paper A Seifahrt et al in preparation.2 4 Duplicity. While neither the astrometry nor the spectroscopy data are consistent with LP 876-10 being a binary, it is listed as a double star in the Washington Double Star catalog WDS Mason et al 2001 15 as WDS 22481-2422 and with the discovery identifier WSI 138 16 A single observation is reported for epoch 2010, with a reported companion at separation 0 5 at P A 144 , with magnitudes of 12 80 and 14 80 presumably V - band, as the combined magnitude 12 64 is similar to the adopted V magnitude in Table 2 We are unable to confirm the existence of the companion reported in the WDS In the 118 frames taken during 25 nights, with FWHMs in the range 1 2 to 2 8, LP 876-10 appeared to be a point source, with no evidence of elongation With only a single observation, the possibility remains that the reported WDS companion may be a chance alignment between this high proper motion star and a background star B D Mason 2013, private communication However, we believe that a background star is unlikely to explain this discrepancy Based on the UCAC4 position of LP 876-10 for epoch 2000 0 Zacharias et al 2013 , the proper motion calculated in this paper, and the separation P A value listed in the WDS, we estimate that the WSI 138 companion reported in the WDS had an approximate ICRS position 22 48 04 76 24 22 09 1 epoch 2010 The only object listed in any Vizier-queryable catalog within 2 of this position is the WISE detection of LP 876-10 itself 0 5 away during 2010 No plausible optical IR counterpart within 2 of this position exists in the USNO-B1 0, SuperCOSMOS, GSC, and Two Micron All Sky Survey 2MASS catalogs It s eems very unlikely that a bright V 14 8 background star can explain the faint companion to LP 876-10 reported in the WDS If the companion was real and physically associated with LP 876-10, then its absolute magnitude M V 15 40 would correspond to a 0 11 M star on the calibration of Delfosse et al 2000 Given the projected separation 0 5 3 8 AU , these values would predict an orbital period of.13 5 yr Assuming zero eccentricity and face-on projection, one would predict an orbital motion of.27 deg yr 1 and a photocentric amplitude of. The predicted photocentric amplitude would be about half 50 mas over 8 yr of the full amplitude 110 mas over.13 5 yr during the observations to date As seen in Figure 3 the astrometric solution using only parallax and proper motion is quite good, and any gravitational perturbations on LP 876-10 must be at the 10 mas level over.8 yr, which easily rules out the predicted signal for the companion reported in the WDS Table 3 shows that the differences between the long-term proper motions e g SuperCOSMOS, USNO-B1 0, PPMX, and UCAC4 are largely within.5 10 mas yr 1 rms of the 8 yr baseline proper motion calculated in this survey, further suggesting that it would be difficult to hide a.50 mas yr 1 perturbation of the photocentric motion As the purported WDS companion should have a period only somewhat longer than the duration of our RECONS astrometric data set, and with a predicted photocentric amplitude similar in size to the observed parallax, we conclude that it is unlikely that the companion reported in the WDS catalog is real. Zoom In Zoom Out Reset image size. Figure 3 Astrometric residuals in R A top and decl bottom for LP 876-10 in V - band images after subtracting the parallactic motion with 132 07 1 19 mas and proper motion 378 1 0 4 mas yr 1 at P A 118 0 0 1 east of north If the companion reported in the WDS WSI 138 B were real, we predict that it would produce an astrometric perturbation on the photocenter at the.110 mas level with a pe riod of.13 yr Any perturbations due to unseen companions must be at the 10 mas level over the. Table 3 Proper Motions for LP 876-10.2 5 Temperature, Luminosity, and Radius. We estimated T eff for LP 876-10 by fitting the photometry in Table 2 to the BT-Settl grid of synthetic stellar spectra, which vary by effective temperature, metallicity, and surface gravity Allard et al 2012 Twenty-two colors consisting of combinations of the bands V R KC I KC J H K s W 1, W 2, and W 3 were compared to grid interpolations based on models, and the best fit yielded an interpolated temperature of T eff 3132 K and solar metallicity We estimated the uncertainty in T eff due to metallicity and surface gravity by individually varying these parameters by one increment 0 2 dex and measuring the effect on the resultant T eff The uncertainty in the T eff breaks down approximately as follows 33 K from the dispersion in color-based T eff estimates for the best fit, 50 K due to metallicity uncertainty, and 25 K du e to uncertainty in log g Together this yields an overall T eff uncertainty of 65 K The systematic error due to the validity of the BT-Settl models is unknown however, our derived T eff should be comparable to M dwarf T eff values derived using the same models indeed Rajpurohit et al 2013 similarly derives T eff 3100 3200 K for M4 dwarfs like LP 876-10 using BT-Settl models The best-fitting BT-Settl synthetic spectrum had T eff 3100 K, Fe H 0 0, and log g 5 0 From considerations of the star s color magnitude diagram position Section 2 6 , we predict that LP 876-10 has a slightly subsolar metallicity, and lies near the zero-age main sequence for.0 2 M stars log g 5 06 Baraffe et al 1998 The best-fitting BT-Settl synthetic spectrum is then adjusted via an iterative process to produce a match to the observed photometry The process determines a small - dependent polynomial correction factor that is applied to the synthetic spectrum to cause small modifications in order to produce the best fit to the photometry details of the technique are described in S Dieterich et al 2013, in preparation. By directly integrating the spectral energy distribution made by fitting the photometry in Table 2 with solar composition BT-Settl models, we estimate m bol 9 994 0 020, luminosity 1 763 0 042 10 31 erg s 1 log L L 2 337 0 010, absolute bolometric magnitude M bol 10 597 0 026, and bolometric correction BC V m bol V 2 62 0 02 adopting solar parameters from Mamajek 2012 Pecaut Mamajek 2013 Combining this luminosity with our previous T eff estimate, we estimate a radius of 0 23 0 01 R Combined with our estimate of the projected rotation velocity v sin i 22 2 km s 1 , this places an upper limit on the rotation period of LP 876-10 of 0 55 0 05 day see Section 2 8.2 6 Color Magnitude Diagram and Metallicity. Using our new parallax and the photometry in Table 2 we estimate absolute magnitudes of M V 13 21 0 02 and 7 81 0 03 From Table 2 we calculate a V K s color of 5 40 0 02 mag Using the V K s versus M V relations from Henry et al 2004 and Johnson Apps 2009 , we predict photometric distances of 7 9 1 5 pc and 7 7 1 4 pc, respectively, in excellent agreement with our trigonometric parallax distance The agreement between the trigonometric parallax distance and the available photometric distances Reid et al 2003 this section is also indicative that LP 876-10 is unlikely to have an unresolved companion of similar mass, and it is more likely to be a main-sequence, rather than pre-main-sequence, star. We can constrain the metallicity and age using the star s color magnitude data In Figure 4 we plot the star s V K s color versus absolute magnitude M V and use the metallicity color magnitude calibration of Johnson Apps 2009 to predict a metallicity of Fe H 0 07 dex estimated accuracy 0 06 dex The calibration of Schlaufman Laughlin 2010 predicts a metallicity of Fe H 0 15 dex These are in reasonable agreement with the high S N estimate for TW PsA Fomalhaut B from Barrado y Navas cues et al 1997 Fe H 0 11 0 02 Other published Fe H estimates for TW PsA are 0 01 0 09 Santos et al 2004 and 0 20 Morell 1994 Hence, both the photometric metallicity estimate for LP 876-10 and the spectroscopic metallicity estimates for TW PsA are self-consistent, and consistent with being very slightly subsolar Fe H 0 1 dex. Zoom In Zoom Out Reset image size. Figure 4 Color magnitude V K vs M V for Fomalhaut C LP 876-10 The empirical main sequences for Fe H 0 0 and 0 1 from Johnson Apps 2009 are plotted as thick solid lines, along with the color magnitude sequence for the.125 Myr old Pleiades cluster from Stauffer et al 2007 adopting d 133 5 pc from Soderblom et al 2005 thin solid line The theoretical evolutionary tracks from Baraffe et al 1998 are plotted as dotted lines, and the isochrones for the approximate age of the Pleiades log t yr 8 1 and Fomalhaut A and B log t yr 8 6 are plotted as long dashed lines The evolutionary tracks do not accurately predict the solar composition main sequence nor the Pleiades sequence for this color magnitude combination Note that the Pleiades has a well-determined lithium depletion boundary and main-sequence turn-off age consistent with.125 Myr Ventura et al 1998 Stauffer et al 1998 Barrado y Navascus et al 2004 , and the main-sequence turn-on appears to be consistent with this age as well Barenfeld et al 2013 Fomalhaut C appears to lie on the empirical main sequence of Johnson Apps 2009 with Fe H 0 07.2 7 Mass and Age Constraints. Using the Delfosse et al 2000 M V versus mass calibration for field M dwarfs i e mixed metallicities and ages , the approximate mass of LP 876-10 is.0 20 M Interpolating within the Baraffe et al 1998 tracks, one finds that solar composition stars with masses of greater than 0 163 M are not ever predicted to be as faint as M V 13 21 mag see Figure 4 As the tracks are first and foremost tracing luminosity evolution as a function of mass and age, we also examine the constraints that the luminosity of LP 876-10 can provide Through fitting BT-Settl models to the photometry, we estimate the luminosity to be log L L 2 337 0 010 dex We find that the Baraffe et al 1998 and Dotter et al 2008 solar composition tracks give essentially identical predictions that no stars with masses greater than 0 197 M are predicted to have luminosities this low Using those tracks, we estimate that it takes a 0 2 M star.300 Myr to reach within.0 01 mag of the zero-age main sequence the actual minimum in luminosity and radius occurs around.400 500 Myr The appearance of LP 876-10 on the zero-age main sequence for M H 0 1 is commensurate with the adopted age for Fomalhaut A and B 440 Myr Mamajek 2012.As seen in Figure 4 the Baraffe et al 1998 isochrones do not accurately reproduce the empirical main sequence from Johnson Apps 2009 in this color regime, so our lower bound on the age of LP 876-10 is only approximate Naively interpolating the mass and age of Fomalhaut C from the evolutionary tracks and isochrones wo uld yield a mass of.60 Myr However, as can be seen in Figure 4 a 125 Myr isochrone log age yr 8 1 from the same tracks fails to replicate the intrinsic color magnitude sequence for the.125 Myr old Pleiades Barrado y Navascus et al 2004 For the V K s color 5 4 of LP 876-10, the combination of the Pleiades color magnitude sequence from Stauffer et al 2007 and mean Pleiades distance from Soderblom et al 2005 yields a Pleiades absolute magnitude of M V 12 24 The Baraffe et al 1998 isochrones for age 125 Myr log age yr 8 1 predict absolute magnitude M V 13 57 for V K s 5 4, 17 i e 1 33 mag too faint As summarized by Bell et al 2012 , for all optical colors, no pre-main-sequence models follows the observed Pleiades sequence for temperatures cooler than 4000 K Estimating isochronal ages using pre-main-sequence evolutionary tracks is quite problematic, with large systematic differences between tracks see review by Soderblom 2010 For all of these reasons, we do not adopt the pre-main-sequence m ass and isochronal age interpolated from the evolutionary tracks and isochrones in Figure 4 and instead constrain the age based on its proximity to the main sequence and infer the mass based on main-sequence absolute magnitude versus mass considerations Given the empirical and theoretical constraints previously discussed, we adopt a mass of 0 18 0 02 M for Fomalhaut C.2 8 Rotation Period. Photometric data from the online SuperWASP archive 18 Butters et al 2010 consisting of 14,991 measurements for LP 876-10 were extracted for two observing seasons 2007 2008 To search for a rotation period, we selected SuperWASP photometry from a single well-sampled season 2008 with V SuperWASP magnitudes between 12 46 and 12 70, with magnitude and photometric errors of less than 0 2 mag, and with a good TAMFLUX2 flag extraction SuperWASP photometry is calibrated to the Tycho-2 V T system Pollacco et al 2006 Hg et al 2000 There were 3162 points for subsequent analysis To remove 1 day aliasing effects, a ll points during a single observing night were adjusted so that their average equaled the average seasonal magnitude of LP 876-10 A Lomb Scargle LS periodogram with associated False Alarm Probabilities FAPs was calculated following Press et al 1992 , and the resultant periodogram is plotted in Figure 5 There is significant power FAP 0 001 seen in the LS periodogram of LP 876-10 at periods of 0 195, 0 242, 0 318, and 0 466 days A period of P 0 466 day would correspond to an equatorial velocity of 26 km s 1 which is only slightly larger than the observed v sin i 22 km s 1 corresponding to a maximum period of 0 55 day For the star s mass and radius, we estimate a breakup velocity and period following Townsend et al 2004 of 386 km s 1 and P breakup 0 03 day, respectively Hence, any of the periods between.0 55 day are possible, given the breakup and v sin i constraints, respectively The fastest rotation period among 41 nearby field M dwarfs in the MEarth survey of Irwin et al 2011 is 0 28 d ay We test the robustness of the detection by injecting artificial sinusoidal P 0 466 day signals into a Gaussian distributed photometric data set with the same time cadence as the LP 876-10 data set These tests indicate that the 0 195, 0 242, and 0 318 day peaks are aliasing effects due to the irregular time sampling of the light curve We conclude that the P 0 466 day peak is most likely due to the rotation of the star. Zoom In Zoom Out Reset image size. Figure 5 Lomb Scargle periodogram for SuperWASP photometry for LP 876-10 The period at 0 466 day appears to be the real period, and tests indicate that the periods at 0 242 and 0 318 day are due to aliasing. Unfortunately, a rotation period of.0 2 M star places negligible constraint on its age Mid-M stars with rotation periods faster than 1 day are a nearly ubiquitous feature of stellar samples between ages of.10 Gyr see Figure 12 of Irwin et al 2011 Figure 11 of Irwin et al 2011 plots the masses of field M dwarfs versus their rotation p eriods measured by the MEarth survey For stars of.0 2 M a rotation period of.0 466 day is fast, however not unprecedented Indeed, Irwin et al 2011 finds that mid-M dwarfs like LP 876-10 can have periods of less than 1 day whether they are thin-disk or thick-disk stars The survey of Irwin et al 2011 had little difficulty finding kinematically old 7 Gyr thick-disk M dwarfs with sub-day rotation periods We conclude that attempts to age-date LP 876-10 via gyrochronology rotation constraints appear fruitless.2 9 Activity. Not only is LP 876-10 fast rotating, but, unsurprisingly, it appears to be a coronally active star as well Voges et al 1999 ranked LP 876-10 19 as the most likely optical counterpart of the ROSAT All-Sky Survey RASS Bright Source Catalog BSC X-ray source 1RXS J224803 5-242240 The X-ray counterpart is 35 away from LP 876-10 However, the RASS BSC position error is 15 , and LP 876-10 is the brightest optical source within 40 , indicating that it is the likely X-ray source Neuh aeuser et al 1995 1RXS J224803 5-242240 appears to be the brightest RASS X-ray source within a degree of LP 876-10 The fact that the position of the brightest RASS X-ray source within a degree of LP 876-10 lies within 40 of the rapidly rotating, nearby M dwarf suggests to us that LP 876-10 is almost certainly the optical counterpart of 1RXS J224803 5-242240 The RASS BSC Voges et al 1999 reports a soft X-ray flux of 0 142 counts s 1 28 uncertainty with HR1 hardness ratio of 0 23 0 21, detected over a short exposure time of 176 s Using the energy conversion factor relation from Fleming et al 1995 , this translates to a coronal X-ray flux in the soft X-ray band 0 2 2 4 keV of roughly 1 01 10 12 erg s 1 cm 2 At d 7 57 pc, this corresponds to an X-ray luminosity of L X 10 27 84 erg s 1 This implies log L X L bol 3 41, i e a very active star close to X-ray saturation This corroborates the very high projected rotational velocity measured spectroscopically v sin i 22 km s 1 , which should indu ce strong magnetic activity.2 10 Velocity and Interloper Probability. With our best measurements of the proper motion, radial velocity, and parallax, we calculate the 3D Galactic velocity of LP 876-10 to be U V W 5 3 0 2, 7 6 0 3, 11 9 0 4 km s 1 Comparing these values to those for Fomalhaut and Fomalhaut B TW PsA , we find that LP 876-10 s velocity only differs from that of Fomalhaut by 1 1 0 7 km s 1 and that of Fomalhaut B by 1 1 0 5 km s 1 Using the LSR velocity ellipsoid for both dM and dMe dwarfs estimated by Reid et al 2002 their unweighted solution , and adopting the solar peculiar velocity with respect to the LSR from Schnrich et al 2010 , we naively only expect roughly 1 in.55,000 field M dwarfs to have UVW velocities within 1 1 km s 1 of Fomalhaut, and roughly 1 in.12,000 field M dwarfs to have a velocity within 2 km s 1.Henry et al 2006 report 239 M dwarfs within 10 pc that have accurate trigonometric parallaxes These numbers are updated at with a count as of 2012 January 1 of 248, which corresponds to a number density of 0 059 pc 3 This space density implies that within a sphere of radius 1 pc surrounding Fomalhaut, we would expect to find 0 25 M dwarfs Hence, we estimate the probability that a random M dwarf could appear within 1 pc of Fomalhaut, and sharing its velocity within less than 2 km s 1 as approximately 1 in.10 4 7 and sharing its velocity within less than 1 1 km s 1 as roughly 1 in.10 5 3 For comparison, one would expect to have to encircle a sphere.36 pc in radius in the local Galactic disk in order to find another M dwarf whose motion randomly agreed with that of Fomalhaut within less than 2 km s 1 Our probability estimates do not take into account the similarity in the spectroscopic metallicity of TW PsA and the photometric metallicity of LP 876-10, which provides further agreement We conclude that LP 876-10 appears to be related to Fomalhaut and TW PsA beyond a reasonable doubt.2 11 The Castor Moving Group. Fomalhaut was listed by Barrado y Navascues 1998 as a potential member of the Castor Moving Group CMG The co-motion of LP 876-10 with Fomalhaut may be less significant if Fomalhaut is immersed in a swarm of co-moving stars like the purported CMG The origin and nature of moving groups like the CMG is an active field of study e g Famaey et al 2005 Murgas et al 2013 That the CMG represents a kinematic group of stars of common age and birthsite is unlikely. Calculating revised space motions for the 14 CMG members Y or Y members from Barrado y Navascues 1998 , using revised Hipparcos astrometry van Leeuwen 2007 and the best available radial velocities Barbier-Brossat Figon 2000 Gontcharov 2006 , we find that the CMG stars have a median velocity of U V W 11 1 1 9, 8 6 0 8, 9 7 1 0 km s 1 with standard deviations of 6 1, 3 6, and 4 2 km s 1 The scatters are much larger than the typical velocity errors, and larger than the one-dimensional velocity dispersions of nearby clusters and associations 1 5 km s 1 Madsen et al 2002 Mamajek 2010 The velocity for Fomalhaut differs from the CMG median velocity by 5 6 2 3 km s 1 The list of final members in Barrado y Navascues 1998 comprises.27 M of stars spread out over a volume of.55,000 pc 3 implying that the density of CMG members in the solar neighborhood is roughly.0 004 the local disk density 0 12 M pc 3 van Leeuwen 2007 The stellar systems in the CMG have negligible interaction with one another, and so their motions are completely dominated by the local Galactic potential. The velocity differences between Fomalhaut and individual CMG members are illuminating, and we discuss the famous CMG members Vega, LP 944-20, and Castor itself, in more detail Vega is a proposed fellow CMG star of either similar age 455 13 Myr Yoon et al 2010 or somewhat older age 700 Myr Monnier et al 2012 than that of Fomalhaut 440 40 Myr Mamajek 2012 Could Vega and Fomalhaut be related Using the revised Hipparcos astrometry for Vega and its mean radial velocity reported by Parthasarat hy Lambert 1987 , we estimate for Vega a velocity of U V W 15 9 0 7, 6 2 0 5, 7 7 0 3 km s 1 Vega s velocity differs from that of Fomalhaut by 10 9 1 0 km s 1 and only 10 Myr ago their separations differed by.110 10 pc Another nearby famous CMG member is the nearby candidate brown dwarf LP 944-20 20 Ribas 2003 Adopting the astrometry from Tinney 1996 and a mean radial velocity of 9 0 0 5 km s 1 based on measurements from Martn et al 2006 , we calculate a velocity for LP 944-20 of U V W 12 2 0 4, 5 6 0 3, 2 8 0 3 km s 1 LP 944-20 is currently situated 6 6 pc away from Fomalhaut, and its velocity differs from that of Fomalhaut by 10 9 0 8 km s 1 Only 10 Myr ago, LP 944-20 and Fomalhaut were separated by.100 8 pc, and were only more widely separated in the past We also investigated whether there was any association between Fomalhaut and Castor itself For the Castor sextuplet system, we adopt the recent parallax estimate from Torres Ribas 2002 , the long-term system proper motion from PPMX Rser et al 2008 , and the center-of-mass radial velocity estimate from Heintz 1988 we adopt a radial velocity uncertainty of 1 km s 1 in our calculations These values are consistent with the Castor system having a velocity of U V W 7 5 0 7, 3 7 0 6, 11 5 0 4 km s 1 Fomalhaut is currently.21 pc away from the Castor system, differing in velocity by a significant margin 4 9 1 1 km s 1 , and only 10 Myr ago Fomalhaut and Castor were separated by.50 5 pc and were even more distant in the past more than 700 pc 100 Myr ago. Despite these stars the Fomalhaut system, Vega, LP 944-20, and the Castor system being young and having somewhat similar velocities, their velocities are well-constrained enough and different enough that it is clear that they were not in the vicinity of one another even in the recent past, let alone a couple of Galactic orbits ago We conclude that the CMG is comprised of stars from different birthsites rather than a coeval system, and hence membership to the CMG does not provide useful age constraints for the Fomalhaut system or Vega, LP 944-20, Castor, or other CMG members.2 12 A Bound Companion. One predicts that stellar companions in multiple systems can exist with separations up to their tidal Jacobi radius with respect to the Galactic potential Jiang Tremaine 2010 parameterize the tidal radius r t as. where G is the Newtonian gravitational constant, M 1 and M 2 are the masses of the stars, is the Galactic angular circular speed orbital velocity divided by Galactocentric radius , and A is the Oort parameter Adopting modern estimates of the relevant Galactic parameters, and rewriting the expression from Jiang Tremaine 2010 , we estimate the tidal radius to be. Summing the masses of the Fomalhaut system components 2 83 M , one predicts a tidal radius of.1 9 pc The tidal radius for Fomalhaut A alone is.1 7 pc Hence, the separation of.0 8 pc between Fomalhaut C and A is not dynamically implausible for a bound system Recent systematic surveys for wide-sep aration pairs using modern astrometric databases have started to yield many previously unrecognized parsec-scale common proper motion pairs e g Caballero 2010 Shaya Olling 2011 , making Fomalhaut C less unusual than it may have appeared even a decade ago Stable orbits for timescales longer than a Gyr are also possible for separations larger than the tidal radius if the distant companion orbits retrograde to the Galactic rotation e g Makarov 2012 Indeed, higher-precision radial velocities for the components of the Fomalhaut system and taking into account the sub-kilometer second 1 effects of convective blueshift and gravitational redshift may lend themselves to providing a test as to whether Fomalhaut C is orbiting Fomalhaut AB either retrograde or prograde to the Galactic rotation V Makarov 2013, private communication. Fomalhaut A and B are separated by AB 57 4 kAU, and Fomalhaut C is separated by AC 158 2 kAU from A and by BC 203 4 kAU from B We calculate the position of the baryce nter center of mass for the system using the Galactic X Y Z positions and masses in Table 1 X Y Z com 3 08, 1 13, 6 93 pc Converting this position to the equatorial ICRS coordinate system yields , 344 179, 29 792, at a distance of 7 67 pc We can make a rough estimate of the orbital period of C around the AB pair C is currently located.0 77 pc from the system s center of mass If C is currently near apastron not an unreasonable assumption given that binary stars will spend most of their time near apastron , and if C s periastron must almost certainly be larger than B s current separation from the system barycenter 0 24 pc , then a reasonable first estimate of C s orbit is a.0 5 For the total mass of the Fomalhaut system 2 83 M , this translates to an approximate orbital period of.5 of the system s age The predicted orbital velocity of LP 876-10 around the Fomalhaut system barycenter would be.0 15 km s 1 Given the masses and configuration of the AB pair, the escape velocity of C is. How s table is Fomalhaut C s orbit with respect to A and B Obviously, the orbit of AB and AB-C are not well constrained We only have fairly accurate estimates of the relevant mass ratios and current separations, while the semimajor axes and eccentricities are unknown The mass of C is very small compared to that for the AB pair M C M A M B 0 07 , and its current separation from the center of mass for the system is approximately 159 kAU Based on simulations of test particles in the vicinity of binary systems of varying semimajor axis, mass ratio, and eccentricity, Holman Wiegert 1999 provided estimates of the widest stable orbit around a member of a binary system S-type orbits , and the closest orbit around both members of a binary system P-type orbits If the current A B separation is equivalent to its semimajor axis assume e 0 a 57 4 kAU , then the minimum stable semimajor axis for C is predicted to be.135 kAU Tokovinin 1998 estimates that the mean eccentricity for wide binary pairs is e 2 3 If Fomalhaut B is currently near apastron with e.34 kAU and the minimum stable semimajor axis for Fomalhaut C is.140 kAU There are plausible ranges of orbital parameters for Fomalhaut B and C that would be dynamically stable over many orbits. Could LP 876-10 be genetically related to Fomalhaut AB, but we are catching it in the act of being an unbound escapee of the Fomalhaut system We argue that this is very unlikely LP 876-10 has a velocity statistically consistent with that of Fomalhaut A and B S 1 1 0 7 km s 1 If the star actually had a velocity difference of 0 2 km s 1 i e above escape velocity , with respect to the Fomalhaut AB barycenter, then it would not spend much time in the vicinity of Fomalhaut or near its tidal radius The approximate timescale that LP 876-10 would spend within Fomalhaut s tidal radius is approximately t r t S where r t 1 9 pc is the tidal radius of Fomalhaut AB, and we posit that v must be larger than the escape velocity 0 2 km s 1 0 2 pc Myr 1 Hence.0 2 km s 1 LP 876-10 could spend of the order of.10 Myr within the tidal radius of Fomalhaut For a velocity difference of.1 km s 1 LP 876-10 would spend only.2 Myr Velocity differences between LP 876-10 and Fomalhaut of S greater than 2 5 km s 1 are ruled out at 95 confidence, so timescales for LP 876-10 being unbound and within the tidal radius of Fomalhaut shorter than.0 8 Myr are ruled out Hence, t would have to be of the order of.1 10 Myr if LP 876-10 is unbound to Fomalhaut AB For a main-sequence lifetime of Fomalhaut A of.0 9 Gyr, this suggests that for LP 876-10 to be an unbound member of the Fomalhaut system in a state of disintegration, then we would have to be witnesses to an unusual dynamical state predicted to occur over.0 01 0 1 over the lifetime of Fomalhaut A This seems rather unlikely, and the simplest explanation for the agreement in velocities at the kilometer-per-second level between LP 876-10 and Fomalhaut A and B, and its position within the tidal radius of Fomalhaut AB, is that LP 876-10 is a third bound component of the Fomalhaut system. LP 876-10 is an active log L X L bol 3 4 , fast-rotating P 0 47 day star lying within 1 pc of Fomalhaut and TW PsA Fomalhaut B , and sharing their motion within.1 km s 1 Mamajek 2012 showed that the isochronal age of Fomalhaut and various age diagnostics for TW PsA rotation, X-ray emission, and Li abundance were consistent with an age of 440 40 Myr for the pair The appearance of LP 876-10 on the main sequence hints that it is 300 Myr in age, and its photometric metallicity Fe H 0 1 is in good agreement with spectroscopic metallicity estimates for TW PsA We argue that the purported membership of the Fomalhaut system to the CMG does not provide a useful age constraint on the system. Based on its position, velocity, and color magnitude data, we argue that LP 876-10 is a third stellar component in the Fomalhaut system The chances of an interloper field M dwarf sharing the velocity of Fomalhaut within 1 km s 1 and lyin g within 1 pc of Fomalhaut is 10 5 hence LP 876-10 is almost certainly physically related to Fomalhaut A and B The chances that we are catching the Fomalhaut system in a state of disintegration, where LP 876-10 is currently escaping with velocity greater than its predicted escape velocity 0 2 km s 1 , is statistically unlikely 10 3 Hence, we argue that LP 876-10 is most likely a bound low-mass stellar companion to the Fomalhaut system, which has a well-determined age of 440 40 Myr Mamajek 2012 This makes the previously barely studied M dwarf LP 876-10 Fomalhaut C , only recently added to the census of stars within 10 pc via the RECONS astrometry program, one of the few red dwarfs in the solar neighborhood with a strongly constrained.10 age and metallicity Fe H 0 1 Given the difficulty in calibrating the age and metallicity scale for M dwarfs, Fomalhaut C provides a useful anchor among the mid-M stars, and another rare example of a low-mass companion with separation approaching a parsec The existence of both Fomalhaut C LP 876-10 and B TW PsA should be considered for future dynamical calculations trying to explain the unusual offset.13 AU between Fomalhaut A and its debris disk Kalas et al 2005 and the eccentric orbit for the planet candidate Fomalhaut Ab Kalas et al 2013.We thank the referee for a prompt and thoughtful review, which significantly improved the paper We thank Brian Mason, Mark Pecaut, Valeri Makarov, Massimo Marengo, John Bangert, Christine Hackman, Demetrios Matsakis, Sean Urban, Alice Quillen, and Paul Kalas for discussions on LP 876-10, Fomalhaut, and comments on the paper E E M acknowledges support from NSF award AST-1008908 J L B acknowledges support from the University of Virginia, Hampden-Sydney College, and the Levinson Fund of the Peninsula Community Foundation The RECONS effort is supported primarily by the National Science Foundation through grants AST 05-07711 and AST 09-08402 Observations were initially made possible by NOAO s Survey Prog ram and have continued via the SMARTS Consortium This research has made use of NASA ADS, SIMBAD, Vizier, and data products from 2MASS, WISE UCAC, SuperWASP, ASAS, and Hipparcos This research was made possible through the use of the AAVSO Photometric All-Sky Survey APASS , funded by the Robert Martin Ayers Sciences Fund This research has made use of the Washington Double Star Catalog maintained at the U S Naval Observatory. Note added T Forveille 2013, private communication reports that CFHT adaptive optics images at two epochs 2004 July and 2005 October show no companion to LP 876-10 , consistent with the results discussed in Section 2 4.See 1898 reported a single observation of a 14th magnitude companion at 36 2, separation 29 98, and epoch 1896 706 Dubbed 1 478 by See, this object appears to have largely disappeared from the literature, and does not appear in the modern Washington Double Star catalog The only subsequent mentions that we found of this companion are in the Burnham 190 6 compendium of double stars Entry 12071 is listed as See 478 , and in two popular books Allen 1963 Burnham 1978 Burnham 1978 stated it appears to be merely a faint field star, having no real connection with Fomalhaut Based on the van Leeuwen 2007 Hipparcos astrometry for Fomalhaut A, we estimate that Fomalhaut A has moved 35 since See s observation, and was at International Celestial Reference System ICRS position 22 57 36 44 29 37 03 0 at epoch 1896 706 See s reported position angle and offset corresponds to 17 7, 24 2, hence if this object were stationary, we would predict its ICRS position to be near 22 57 37 8 29 36 39 No cataloged object appears near this position Examination of Figure 3 of Marengo et al 2009 , an IRAC 4 5 m full-array, roll-subtracted image taken with Spitzer Space Telescope shows no obvious point source either at the position See reported, nor where See s star would appear if it were comoving with Fomalhaut Given that 1 See only reported a single observation , 2 no subsequent literature characterized the object, and 3 we were unable to find the star in the Spitzer imagery and other modern catalogs, we conclude that See s reported companion to Fomalhaut was likely spurious. A new RECONS parallax has been measured which places LP 944-20 at a distance of 6 4 pc Dieterich et al submitted , making it most likely a star near the H-burning limit rather than a brown dwarf The new distance revises LP 944-20 s space motion to U V W 14 9, 5 9, 1 5 km s 1 which differs from that of Fomalhaut by 13 5 km s 1 and does not change the qualitative conclusions in the text. Allard, F Homeier, D Freytag, B Sharp, C M 2012, EAS Publ Ser 57 3.Allen, R H 1963, Star Names Their Lore and Meaning New York Dover. Baraffe, I Chabrier, G Allard, F Hauschildt, P H 1998, A A 337 403.Barbier-Brossat, M Figon, P 2000, A AS 142 217.Barenfeld, S A Bubar, E J Mamajek, E E Young, P A 2013, ApJ 766 6.Barrado y Navascues, D 1998, A A 339 831.Barrado y Navascues, D Stauffer, J R Har tmann, L Balachandran, S C 1997, ApJ 475 313.Barrado y Navascu s, D Stauffer, J R Jayawardhana, R 2004, ApJ 614 386.Bartlett, J L 2007, PhD thesis, Univ Virginia. Bartlett, J L Ianna, P A Henry, T J et al 2007, BAAS 39 772.Bean, J L Seifahrt, A Hartman, H et al 2010, ApJ 713 410.Bell, C P M Naylor, T Mayne, N J Jeffries, R D Littlefair, S P 2012, MNRAS 424 3178.Bertin, E Arnouts, S 1996, A AS 117 393.Brott, I Hauschildt, P H 2005, The Three-Dimensional Universe with Gaia ed C Turon, K S O Flaherty, M A C Perryman ESA SP, Vol 576 Noordwijk ESA , 565.Burnham, R Jr 1978, Burnham s Celestial Handbook, Vols 1, 2, and 3 New York Dover. Burnham, S W 1906, A General Catalogue of Double Stars Within 121 of the North Pole Washington, DC The Carnegie Institution of Washington. Busko, I C Torres, C A O 1978, A A 64 153.Butters, O W West, R G Anderson, D R et al 2010, A A 520 L10.
No comments:
Post a Comment