BN Camelopardalis - Википедия - BN Camelopardalis

Б. Н. Камелопардалис
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеКамелопардалис
Прямое восхождение05час 12м 22.43769s[1]
Склонение+73° 56′ 48.03820″[1]
Видимая величина  (V)5.49[2] (5,34–5,58)[3]
Характеристики
Спектральный типB9,5VpSi[4]
B − V индекс цвета−0.108±0.003[2]
Тип переменнойα2 CVn[3]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)+9.3±2.8[2] км / с
Правильное движение (μ) РА: +6.033[1] мас /год
Декабрь: –27.088[1] мас /год
Параллакс (π)10.5286 ± 0.2275[1] мас
Расстояние310 ± 7 лы
(95 ± 2 ПК )
Абсолютная величина  (MV)+0.13[2]
Подробности
Масса3.05±0.13[5] M☉
Радиус2.9±0.4[6] р☉
Яркость110[5] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.15±0.11[6] cgs
Температура11,561[5] K
Вращение2.73332 дня[6]
Скорость вращения (v грехя)23[7] км / с
Прочие обозначения
BN Cam, BD +73°274, FK5  2387, HD  32650, БЕДРО  24254, HR  1643, SAO  5455[8]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Б. Н. Камелопардалис подозреваемый астрометрическая двойная система[9] на севере околополярное созвездие из Камелопардалис. Это выглядит как переменная звезда который виден невооруженным глазом как тусклая точка белого света с видимая визуальная величина что колеблется в районе 5,49.[2] Система расположена на расстоянии около 310световых лет от Солнца на основе параллакс,[1] и отдаляется все дальше с радиальная скорость +9 км / с.[2]

Видимый компонент - слабомагнитный[10] химически пекулярная звезда[11][12] с звездная классификация B9.5VpSi,[4] соответствие Звезда главной последовательности B-типа с аномальным содержанием кремния. Это переменная звезда[13] яркость варьируется от 5,34 до 5,58.[3] Samus et al. (2017) отнесены к категории α2 Canum Venaticorum переменная с периодом 2,7347 дней,[3] в то время как Адельман и Саттон (2007) обнаружили период в 2,73501 день.[11] Звезда в три раза больше массы и радиуса Солнца и излучает в 110 раз больше солнечной светимости. фотосфера загар эффективная температура 11561 тыс.[6][5]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  2. ^ а б c d е ж 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.
  3. ^ а б c d Самусь, Н. Н; Казаровец, Э. В; Дурлевич, О. В; Киреева, Н. Н; Пастухова, Е. Н. (2017), "Общий каталог переменных звезд: Версия GCVS 5.1", Астрономические отчеты, 61 (1): 80, Bibcode:2017ARep ... 61 ... 80-е годы, Дои:10.1134 / S1063772917010085, S2CID  125853869.
  4. ^ а б Abt, Helmut A .; Моррелл, Нидия И. (1995), "Связь между скоростями вращения и спектральными особенностями звезд A-типа", Серия дополнений к астрофизическому журналу, 99: 135, Bibcode:1995ApJS ... 99..135A, Дои:10.1086/192182.
  5. ^ а б c d Нетополь, Мартин; Паунзен, Эрнст; Хюммерих, Стефан; Бернхард, Клаус (2017). «Исследование вращательных свойств магнитных химически пекулярных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 468 (3): 2745–2756. arXiv:1703.05218. Bibcode:2017МНРАС.468.2745Н. Дои:10.1093 / мнрас / stx674. S2CID  119215348.
  6. ^ а б c d Норт П. (июнь 1998 г.), "Испытывают ли звезды СИ какому-нибудь торможению вращения?", Астрономия и астрофизика, 334: 181–187, arXiv:astro-ph / 9802286, Bibcode:1998A&A ... 334..181N.
  7. ^ Ройер, Ф .; и другие. (Октябрь 2002 г.), "Скорости вращения звезд типа A в северном полушарии. II. Измерение v sin i", Астрономия и астрофизика, 393 (3): 897–911, arXiv:Astro-ph / 0205255, Bibcode:2002A&A ... 393..897R, Дои:10.1051/0004-6361:20020943, S2CID  14070763
  8. ^ "BN Cam". SIMBAD. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 2019-08-14.
  9. ^ Eggleton, P.P .; Токовинин, А.А. (сентябрь 2008 г.), "Каталог множественности ярких звездных систем", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 389 (2): 869–879, arXiv:0806.2878, Bibcode:2008МНРАС.389..869Э, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.13596.x, S2CID  14878976.
  10. ^ Aurière, M .; и другие. (Декабрь 2007 г.), "Слабые магнитные поля в Ap / Bp-звездах. Доказательства нижнего предела дипольного поля и предварительная интерпретация магнитной дихотомии", Астрономия и астрофизика, 475 (3): 1053–1065, arXiv:0710.1554, Bibcode:2007A & A ... 475.1053A, Дои:10.1051/0004-6361:20078189, S2CID  54850596.
  11. ^ а б Adelman, Saul J .; Саттон, Джейсон М. (июль 2007 г.), "FCAPT uvby Photometry of mCP Stars BN Cam, EP Vir, FF Vir, and HD 184905", Публикации Тихоокеанского астрономического общества, 119 (857): 733–741, Bibcode:2007PASP..119..733A, Дои:10.1086/520627.
  12. ^ Renson, P .; Дж. Манфройд (май 2009 г.), "Каталог Ap, ​​HgMn и Am-звезд", Астрономия и астрофизика, 498 (3): 961–966, Bibcode:2009A&A ... 498..961R, Дои:10.1051/0004-6361/200810788
  13. ^ Уотсон, Кристофер (4 января 2010 г.). «Б.Н. Камелопардалис». Международный переменный звездный индекс. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Получено 26 мая 2015.