Омикрон Аквила - Omicron Aquilae

Омикрон Аквила
Схема, показывающая положение звезд и границы созвездия Аквилы и его окрестностей
Cercle rouge 100% .svg
Местоположение ο Аквилы (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеAquila
Прямое восхождение19час 51м 01.64400s[1]
Склонение+10° 24′ 56.5992″[1]
Видимая величина  (V)5.11[2]
Характеристики
Спектральный типF8 В + M3 В[3]
U − B индекс цвета0.07
B − V индекс цвета0.55[4]
R − I индекс цвета0.29
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)–0.2[5] км / с
Правильное движение (μ) РА: +242.28[1] мас /год
Декабрь: –136.48[1] мас /год
Параллакс (π)52.11 ± 0.29[1] мас
Расстояние62.6 ± 0.3 лы
(19.2 ± 0.1 ПК )
Абсолютная величина  (MV)3.71[5]
Подробности
ο Aql A
Масса1.252[6] M☉
Радиус1.52[6] р☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.07[7] cgs
Температура6,090[7] K
Металличность [Fe / H]+0.07[7] dex
Скорость вращения (v грехя)3[4] км / с
Возраст3.3[5] Гыр
ο Aql C
Масса0.33[8] M☉
Прочие обозначения
54 Aquilae, ο Aquilae, BD +10 4073, ГДж  768.1, HD  187691, БЕДРО  97675, HR  756, NLTT  48319, LTT  15798, SAO  1053380.[9]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Омикрон Аквила (ο Aql, ο Aquilae) - это Обозначение Байера для двойная звезда в экваториальный созвездие из Aquila. Более яркий компонент имеет видимая визуальная величина из +5,11,[2] что означает, что он слабо виден невооруженным глазом в темное пригородное небо. Ежегодный параллакс смещение этой звезды 52,11мас,[1] что эквивалентно физическому расстоянию 62,6 световых лет (19.2 парсек ) с Земли.

Основной компонент, Omicron Aquilae A, является Звезда главной последовательности F-типа с звездная классификация из F8 V.[3] Он имеет около 125% массы Солнца и 152% радиуса Солнца.[6] При возрасте примерно 3,3 миллиарда лет[5] кажется, что он медленно вращается с прогнозируемая скорость вращения 3 км / с.[4] В внешняя атмосфера имеет эффективная температура 6090 К,[7] придавая ему желтовато-белый оттенок Звезда типа F.

В 1998 году Омикрон Аквила была одной из девяти звезд, которые, как было установлено, испытывали супервспышка. Первая вспышка на Omicron Aquilae произошла в 1979 г. с увеличением магнитуды на 0,07 и продолжительностью менее пяти дней. Второй произошел в 1980 году с изменением величины на 0,09 и продолжительностью пятнадцать дней. Энергия, выделяемая во время второй вспышки, оценивается как 9 × 1037 эрг.[10]

Имеется величина 12,67. общее собственное движение компаньон, расположенный в угловое разделение из 22,5угловые секунды вдоль позиционный угол 221 °. На основании соответствующего значения параллакса это соответствует предполагаемое разделение из 431астрономические единицы. (Следовательно, спутник находится на этом или большем расстоянии.) Обозначенный компонент C, это небольшой красный карлик со звездной классификацией M3 V. Компонент B является оптический компаньон который появляется рядом с основным только в результате случайного совпадения.[3]

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 Николет, Б. (1978), "Фотоэлектрический фотометрический каталог однородных измерений в системе UBV", Серия дополнений по астрономии и астрофизике, 34: 1–49, Bibcode:1978A & AS ... 34 .... 1N.
  3. ^ а б c Рагхаван, Дипак; и другие. (Сентябрь 2010 г.), "Обзор звездных семейств: множественность звезд солнечного типа", Приложение к астрофизическому журналу, 190 (1): 1–42, arXiv:1007.0414, Bibcode:2010ApJS..190 .... 1R, Дои:10.1088/0067-0049/190/1/1.
  4. ^ а б c Такеда, Йоичи; и другие. (Февраль 2005 г.), "Коллекция спектров с высокой дисперсией близких звезд F - K в астрофизической обсерватории Окаяма: основа для стандартов спектроскопического содержания", Публикации Астрономического общества Японии, 57 (1): 13–25, Bibcode:2005PASJ ... 57 ... 13 т, Дои:10.1093 / pasj / 57.1.13.
  5. ^ а б c d Holmberg, J .; Nordström, B .; Андерсен, Дж. (Июль 2009 г.), «Обзор окрестностей Солнца Женева-Копенгаген. III. Уточненные расстояния, возраст и кинематика», Астрономия и астрофизика, 501 (3): 941–947, arXiv:0811.3982, Bibcode:2009A & A ... 501..941H, Дои:10.1051/0004-6361/200811191.
  6. ^ а б c Такеда, Женя; и другие. (Февраль 2007 г.), "Структура и эволюция соседних звезд с планетами. II. Физические свойства ~ 1000 холодных звезд из каталога SPOCS", Серия дополнений к астрофизическому журналу, 168 (2): 297–318, arXiv:astro-ph / 0607235, Bibcode:2007ApJS..168..297T, Дои:10.1086/509763.
  7. ^ а б c d Frasca, A .; и другие. (Декабрь 2009 г.), "Фотометрический мониторинг в ближнем инфракрасном диапазоне и оптический фотометрический мониторинг звезд до главной последовательности в Орионе. Периоды вращения и параметры звездных пятен", Астрономия и астрофизика, 508 (3): 1313–1330, arXiv:0911.0760, Bibcode:2009 A&A ... 508.1313F, Дои:10.1051/0004-6361/200913327.
  8. ^ Bonavita, M .; Дезидера, С. (июнь 2007 г.), "Частота планет в множественных системах", Астрономия и астрофизика, 468 (2): 721–729, arXiv:astro-ph / 0703754, Bibcode:2007A & A ... 468..721B, Дои:10.1051/0004-6361:20066671.
  9. ^ "omi Aql". SIMBAD. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 2012-06-29.
  10. ^ Шефер, Брэдли Э .; Кинг, Джереми Р .; Делиянис, Константин П. (февраль 2000 г.), "Супервспышки на обычных звездах солнечного типа", Астрофизический журнал, 529 (2): 1026–1030, arXiv:astro-ph / 9909188, Bibcode:2000ApJ ... 529.1026S, Дои:10.1086/308325

внешняя ссылка