Chi Aquilae - Chi Aquilae

χ Aquilae
Схема, показывающая положение звезд и границы созвездия Аквилы и его окрестностей
Cercle rouge 100% .svg
Расположение χ Aquilae (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеAquila
Прямое восхождение19час 42м 34.00828s[1]
Склонение+11° 49′ 35.7023″[1]
Видимая величина  (V)5.292[2] (5.80/6.68)[3]
Характеристики
Спектральный типG2 Ib-II + B5 V[3]
U − B индекс цвета+0.01[4]
B − V индекс цвета+0.56[4]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)-19.2[2] км / с
Правильное движение (μ) РА: 1.75[1] мас /год
Декабрь: -10.11[1] мас /год
Параллакс (π)3.82 ± 0.51[1] мас
Расстояниеок. 900лы
(прибл. 260ПК )
Абсолютная величина  (MV)−1.53 (−2.1 + −1)[5]
Подробности
Яркость420[6] L☉
Температура5,545[6] K
Скорость вращения (v грехя)3.6[7] км / с
Прочие обозначения
47 Aquilae, ОБЪЯВЛЕНИЯ  12808, BD +11 3955, HD  186203, БЕДРО  96957, HR  7497, SAO  105168
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Chi Aquilae (χ Aql, χ Aquilae) - Обозначение Байера для двойная звезда[3] в экваториальный созвездие из Aquila, Орел. Эта система достаточно яркая, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом на комбинированном визуальная величина +5,29.[2] Основанный на параллакс измерения, сделанные во время Hipparcos миссия, Чи Аквила находится на расстоянии примерно 900 световых лет (280 парсек ) с Земли.[1]

Два компонента χ Aquilae можно разделить на спектр и их относительная яркость измерена, но другие их свойства не определены. Холодный компонент - это яркий гигант или сверхгигант G2, который визуально ярче горячего компонента, поэтому считается основным. Горячий компонент - это звезда позднего типа B или A, предположительно звезда главной последовательности.[5][3]

Наблюдаемый спектр главной звезды - это желтый сверхгигант G2 Ib. По расчетам, абсолютная величина составляет −2,1. Вторичная обмотка имеет спектральный класс B5,5 и, как ожидается, будет главная последовательность звезда с абсолютной величиной −1. Однако ожидается, что разница в яркости между сверхгигантом G2 и карликом B5.5 будет больше. Неясно, является ли первичная звезда сверхгигантом или вторичная звезда ярче звезды главной последовательности.[5]

По состоянию на 2004 г. вторичное предприятие расположено в угловое разделение из 0,418угловые секунды вдоль позиционный угол 76,7 ° от главного.[8] И разделение, и позиционный угол уменьшаются.[9]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж 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.
  2. ^ а б c Nordström, B .; и другие. (Май 2004 г.), «Обзор окрестностей Солнца Женева-Копенгаген. Возраст, металличность и кинематические свойства ˜14 000 карликов F и G», Астрономия и астрофизика, 418 (3): 989–1019, arXiv:astro-ph / 0405198, Bibcode:2004A&A ... 418..989N, Дои:10.1051/0004-6361:20035959.
  3. ^ а б c d 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.
  4. ^ а б Оя, Т. (1991). «UBV-фотометрия звезд, положение которых точно известно. VI». Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 89: 415. Bibcode:1991A & AS ... 89..415O.
  5. ^ а б c Ginestet, N .; Каркилья, Дж. М. (2002). «Спектральная классификация горячих компонентов большой выборки звезд с составными спектрами и влияние на абсолютные величины холодных компонентов сверхгигантов». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 143 (2): 513. Bibcode:2002ApJS..143..513G. Дои:10.1086/342942.
  6. ^ а б McDonald, I .; Zijlstra, A. A .; Бойер, М. Л. (2012). «Основные параметры и инфракрасные избытки звезд Hipparcos». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 427 (1): 343–357. arXiv:1208.2037. Bibcode:2012МНРАС.427..343М. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2012.21873.x.
  7. ^ Ammler-von Eiff, M .; Райнерс, А. (2012). «Новые измерения вращения и дифференциального вращения в звездах A-F: есть ли две популяции дифференциально вращающихся звезд?». Астрономия и астрофизика. 542: A116. arXiv:1204.2459. Bibcode:2012A и A ... 542A.116A. Дои:10.1051/0004-6361/201118724.
  8. ^ Scardia, M .; и другие. (Апрель 2006 г.), «Наблюдения за спеклами с помощью PISCO в Merate - II. Астрометрические измерения визуально двойных звезд в 2004 г.», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 367 (3): 1170–1180, Bibcode:2006МНРАС.367.1170С, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2006.10035.x.
  9. ^ Харткопф, Вильгельм I; Мейсон, Брайан Д .; Макалистер, Гарольд А .; Робертс, Льюис С.; Тернер, Нильс Х .; Тен Браммелаар, Тео А .; Прието, Кристина М .; Линг, Жозефина Ф .; Франц, Отто Г. (2000). "Наблюдения за спеклами двойных звезд ICCD. XXIII. Измерения в 1982-1997 гг. На шести телескопах с 14 новыми орбитами". Астрономический журнал. 119 (6): 3084. Bibcode:2000AJ .... 119.3084H. Дои:10.1086/301402.

внешняя ссылка