WikiDer > Зета Лепорис

Zeta Leporis
Зета Лепорис
Схема, показывающая положение звезд и границы созвездия Лепуса и его окрестностей
Cercle rouge 100% .svg
Расположение ζ Leporis (обведено) рядом с центром
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0      Равноденствие J2000.0
СозвездиеЛепус
Прямое восхождение05час 46м 57.34096s[1]
Склонение−14° 49′ 19.0199″[1]
Видимая величина (V)3.524[2]
Характеристики
Спектральный типA2 IV-V (n)[3]
U − B индекс цвета+0.113[2]
B − V индекс цвета+0.114[2]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)20.0[4]–24.7[5] км / с
Правильное движение (μ) РА: -14.54[1] мас/год
Декабрь: -1.07[1] мас/год
Параллакс (π)46.28 ± 0.16[1] мас
Расстояние70.5 ± 0.2 лы
(21.61 ± 0.07 ПК)
Абсолютная величина (MV)+1.88[6]
Подробности
Масса1.46[7] M☉
Радиус1.5[8] р☉
Яркость14[9] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.41[9] cgs
Температура9,772[10] K
Металличность [Fe / H]–0.76[3] dex
Скорость вращения (v грехя)245[8] км / с
Возраст231+126
−181[10] Myr
Прочие обозначения
ζ Леп, 14 Лепорис, BD–14° 1232, FK5 219, GCTP 1326, Gl 217.1, HD 38678, БЕДРО 27288, HR 1998, SAO 150801, Вольф 9190.[11]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные
ARICNSданные

Зета Лепорис, Латинизированный из ζ Лепорис, является звезда примерно 70,5 световых лет (21.6 парсек) далеко на юге созвездие из Лепус. Имеет видимая визуальная величина из 3,5,[2] который достаточно яркий, чтобы его можно было увидеть невооруженным глазом. В 2001 г. пояс астероидов было подтверждено нахождение на орбите звезды.

Звездные компоненты

Зета Лепорис имеет звездная классификация из A2 IV-V (n),[3] предполагая, что он находится в переходной стадии между Звезда главной последовательности А-типа и субгигант. Суффикс (n) указывает, что линии поглощения в звездном спектр кажутся туманными, потому что он быстро вращается, в результате чего линии расширяются из-за Эффект Допплера. В прогнозируемая скорость вращения 245 км / с,[8] давая нижний предел фактического экваториальный азимутальный скорость.

У звезды примерно в 1,46 раза больше масса из солнце,[7] вместе с 1,5-кратным радиус,[8] и в 14 раз больше яркость.[9] Обилие элементов, кроме водорода и гелия, которые астрономы называют звездными металличность, составляет всего 17% от содержания на Солнце.[3] Звезда выглядит очень молодой, вероятно, возрастом около 231 миллиона лет, но погрешность охватывает 50–347 миллионов лет.[10]

Пояс астероидов

Сравнение размеров пояс астероидов из Солнечная система (вверху) и пояс астероидов Zeta Leporis (внизу).

В 1983 г. на основе излучения в инфракрасный часть электромагнитный спектр, то Инфракрасный астрономический спутник был использован для идентификации пыли, вращающейся вокруг этой звезды. Этот диск мусора ограничен диаметром 12,2 Австралия.[12]

К 2001 г. Длинноволновый спектрометр на Обсерватория Кека на Мауна-Кеа, Гавайи, был использован более точно для ограничения радиуса пыли. Было обнаружено, что он находится в радиусе 5,4 а.е.[12] Температура пыли оценивалась примерно в 340 К.[нужна цитата] Основываясь на нагреве от звезды, это могло бы разместить зерна на расстоянии 2,5 а.е. от Зеты Лепорис.[12]

Сейчас считается[кем?] что пыль исходит от массивного пояс астероидов на орбите вокруг Зеты Лепорис, что делает его первым обнаруженным внесолнечным поясом астероидов. Расчетная масса пояса примерно в 200 раз превышает общую массу пояса астероидов Солнечной системы, или 4×1023 кг. Для сравнения, это больше половины общей массы Луна. Астрономов Кристин Чен и профессор Майкл Джура обнаружили, что пыль, содержащаяся в этом поясе, должна была упасть в звезду внутри 20000 лет - период времени намного короче, чем предполагаемый возраст Зеты Лепорис, что позволяет предположить, что какой-то механизм должен пополнять пояс.[12] Возраст ремня оценивается в 3×108 годы.[нужна цитата]

Планетная система Зета Лепорис
Компаньон
(по порядку от звезды)		МассаБольшая полуось
(Австралия)		Орбитальный период
(дней)		ЭксцентриситетНаклонРадиус
Пояс астероидов2.5–6.1 Австралия——

Солнечная встреча

Расчеты Бобылева 2010 г. предполагают, что эта звезда прошла на расстоянии 1,28 парсек (4.17 световых лет) от Солнца около 861000 лет назад.[5] Гарсиа-Санчес в 2001 году предположил, что звезда прошла 1,64 парсека (5,34 световых года) от Солнца около 1 миллиона лет назад.[4]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007 A&A ... 474..653V. Дои:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  2. ^ а б c d Гутьеррес-Морено, Аделина; и другие. (1966), «Система фотометрических эталонов», Публикации факультета астрономии Чилийского университета, Publicaciones Universidad de Chile, Департамент астрономии, 1: 1–17, Bibcode:1966PDAUC ... 1 .... 1G
  3. ^ а б c d Gray, R.O .; и другие. (Июль 2006 г.), «Вклад в проект по ближним звездам (NStars): спектроскопия звезд до M0 в пределах 40 пк - Южный образец», Астрономический журнал, 132 (1): 161–170, arXiv:Astro-ph / 0603770, Bibcode:2006AJ .... 132..161G, Дои:10.1086/504637, S2CID 119476992
  4. ^ а б García-Sánchez, J .; Weissman, P.R .; Preston, R.A .; Jones, D. L .; Lestrade, J.-F .; Latham, D.W .; Стефаник, Р. П .; Паредес, Дж. М. (2001). «Звездные встречи с Солнечной системой». Астрономия и астрофизика. 379 (2): 634–659. Bibcode:2001A & A ... 379..634G. Дои:10.1051/0004-6361:20011330.
  5. ^ а б Бобылев, Вадим В. (март 2010 г.). «В поисках звезд, близко контактирующих с Солнечной системой». Письма об астрономии. 36 (3): 220–226. arXiv:1003.2160. Bibcode:2010AstL ... 36..220B. Дои:10.1134 / S1063773710030060. S2CID 118374161.
  6. ^ Андерсон, Э .; Фрэнсис, гл. (2012), «XHIP: расширенная компиляция hipparcos», Письма об астрономии, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL ... 38..331A, Дои:10.1134 / S1063773712050015, S2CID 119257644.
  7. ^ а б Shaya, Ed J .; Оллинг, Роб П. (январь 2011 г.), «Очень широкие двойные системы и другие сопутствующие звездные спутники: байесовский анализ каталога Hipparcos», Приложение к астрофизическому журналу, 192 (1): 2, arXiv:1007.0425, Bibcode:2011ApJS..192 .... 2S, Дои:10.1088/0067-0049/192/1/2, S2CID 119226823
  8. ^ а б c d Akeson, R.L .; и другие. (Февраль 2009 г.), "Пыль во внутренних областях дисков обломков вокруг звезды", Астрофизический журнал, 691 (2): 1896–1908, arXiv:0810.3701, Bibcode:2009ApJ ... 691.1896A, Дои:10.1088 / 0004-637X / 691/2/1896, S2CID 12033751
  9. ^ а б c Malagnini, M. L .; Моросси, К. (ноябрь 1990 г.), «Точные абсолютные значения светимости, эффективные температуры, радиусы, массы и поверхностная сила тяжести для выбранной выборки звезд поля», Серия дополнений по астрономии и астрофизике, 85 (3): 1015–1019, Bibcode:1990A & AS ... 85.1015M
  10. ^ а б c Песня, Инсок; и другие. (Февраль 2001 г.), "Возрасты звезд типа Вега по данным uvbyβ фотометрии", Астрофизический журнал, 546 (1): 352–357, arXiv:Astro-ph / 0010102, Bibcode:2001ApJ ... 546..352S, Дои:10.1086/318269, S2CID 18154947
  11. ^ «Глизе 217.1». База данных астрономических объектов SIMBAD. Центр астрономии Донна в Страсбурге. Получено 2010-03-19.
  12. ^ а б c d Морледж, Пол (ноябрь 2001 г.). «Затягивание пояса звезды». Астрономия. Kalmbach Publishing. 29 (11): 26. ISSN 0091-6358.

дальнейшее чтение

  • Кот Дж. (1987). «Звезды типа B и A с неожиданно большим избытком цвета на длинах волн IRAS». Астрономия и астрофизика. 181 (1): 77–84. Bibcode:1987A & A ... 181 ... 77C.
  • Aumann H.H .; Пробст Р. Г. (1991). «Поиск ближайших звезд, подобных Веге, с превышением в 12 микрон». Астрофизический журнал. 368: 264–271. Bibcode:1991ApJ ... 368..264A. Дои:10.1086/169690.
  • Chen C.H .; Юра М. (2001). «Возможный массивный пояс астероидов вокруг Дзеты Лепорис». Астрофизический журнал. 560 (2): L171. arXiv:Astro-ph / 0109216. Bibcode:2001ApJ ... 560L.171C. Дои:10.1086/324057. S2CID 40959018.
  • М. М. Мёрхен; К. М. Телеско; К. Пакхэм; Т. Дж. Дж. Кехо (2006). «Среднее инфракрасное разрешение диска обломков радиусом 3 а.е. вокруг Зеты Лепорис». Письма в астрофизический журнал. 655 (2): L109. arXiv:astro-ph / 0612550. Bibcode:2007ApJ ... 655L.109M. Дои:10.1086/511955. S2CID 18073836.

внешняя ссылка