Пси Серпентис - Psi Serpentis

Пси Серпентис
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0       Равноденствие J2000.0 (ICRS )
СозвездиеЗмеи
Прямое восхождение15час 44м 01.82075s[1]
Склонение+02° 30′ 54.6340″[1]
Видимая величина  (V)5.84[2] + 12.00[3]
Характеристики
Спектральный типG5 V[4] + (M3 + M3)[5]
U − B индекс цвета+0.23[2]
B − V индекс цвета+0.68[2]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)+17.93±0.89[6] км / с
Правильное движение (μ) РА: −43.11[1] мас /год
Декабрь: −143.57[1] мас /год
Параллакс (π)68.22 ± 0.66[1] мас
Расстояние47.8 ± 0.5 лы
(14.7 ± 0.1 ПК )
Абсолютная величина  (MV)+5.03[4]
Орбита[7]
Период (П)528.79 год
Большая полуось (а)5.037″
Эксцентриситет (е)0.146
Наклон (я)144.5°
Долгота узла (Ом)210.7°
Периастр эпоха (Т)1939.76
Аргумент периастра (ω)
(вторичный)		129.5°
Подробности[6]
ψ Ser A
Масса0.993±0.007 M☉
Радиус1.00±0.03[8] р☉
Яркость0.98[9] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.48±0.02 cgs
Температура5,683±5 K
Металличность [Fe / H]0.036±0.006 dex
Скорость вращения (v грехя)11.01[10] км / с
Возраст3.2 Гыр
Прочие обозначения
ψ Ser, 23 сер, BD +02° 2989, FK5  3248, ГДж  9527, HD  140538, БЕДРО  77052, HR  5853, SAO  121152.[11]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Пси Серпентис (ψ Ser, ψ Serpentis) является тройная звезда[5] система в пределах Serpens Caput части экваториального созвездие Змеи. На основе годового сдвиг параллакса из 68,22мас как видно с Земли,[1] он расположен примерно 47,8 световых лет от солнце. Эта система наиболее близко подошла к Солнцу около 585000 лет назад, когда она сделала перигелий проезд на расчетное расстояние 23,27 св. лет (7,134 шт.).[12] Psi Serpentis слабо виден невооруженным глазом с видимая визуальная величина 5,84.[2]

Эту систему можно разделить на два компонента, которые вращаются вокруг друг друга с помощью период 528,79 лет и эксцентриситет 0,146.[7] Первичный компонент A желтого цвета. Звезда главной последовательности G-типа с звездная классификация G5 V. Это солнечный аналог, но его физические свойства достаточно отличаются от Солнца, чтобы не считаться солнечный двойник.[4] По оценкам, у звезды 99,3% масса Солнца,[6] и это соответствует Радиус Солнца в пределах погрешность.[8] Излучает 98%[9] из солнечная светимость из его фотосфера загар эффективная температура 5683 тыс.[6]

При наблюдении с 1997 по 2000 год казалось, что первичный компонент переходит из минимум состояние в состояние кататься на велосипеде магнитная активность.[13] Он разработал четырехлетний цикл деятельности. В период 2000–2004 годов он демонстрировал сильный цикл активности с небольшой корреляцией между фотометрический вариация и поверхностная активность. За этим последовал более пологий цикл активности с 2004 по 2008 гг., Который показал обратное изменение яркости в зависимости от уровня активности. Разница в двух циклах может указывать на изменение от факелы - преобладают звездное пятно - преобладающие вариации светимости.[14]

Известная вторичная величина, компонент B, имеет звездную величину 12,00 и находится на угловое разделение из 4,6угловые секунды от первичной по позиционный угол 18 °, по состоянию на 2013 год.[3] В 2015 году этот компонент был решен через интерферометрия в двойная звезда система с интервалом 0,22 угловых секунды, что соответствует предполагаемое разделение из 3Австралия. Оба компонента, Ba и Bb, вероятно красные карлики примерно класса M3 с массой около 25% массы Солнца.[5] Ориентировочный орбитальный период у них составляет около шести лет и большая полуось 0,19 угловой секунды.[15]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж ван Леувен, Ф. (2007), «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 Мермиллиод, Ж.-К. (1986), "Сборник данных UBV Эггена, преобразованных в UBV (неопубликованные)", Каталог данных UBV Эггена, SIMBAD, Bibcode:1986ЕгУБВ ........ 0М.
  3. ^ а б Mason, B.D .; и другие. (2014), "Вашингтонский визуальный двойной звездный каталог", Астрономический журнал, 122 (6): 3466–3471, Bibcode:2001AJ .... 122.3466M, Дои:10.1086/323920.
  4. ^ а б c Mahdi, D .; и другие. (Март 2016 г.), «Солнечные близнецы в архиве ELODIE», Астрономия и астрофизика, 587: 9, arXiv:1601.01599, Bibcode:2016 A&A ... 587A.131M, Дои:10.1051/0004-6361/201527472, S2CID  119205608, А131.
  5. ^ а б c Родригес, Дэвид Р .; и другие. (Май 2015 г.), «Звездная множественность и диски обломков: объективный образец», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 449 (3): 3160–3170, arXiv:1503.01320, Bibcode:2015МНРАС.449.3160Р, Дои:10.1093 / мнрас / stv483, S2CID  119237891.
  6. ^ а б c d Рамирес, I .; и другие. (Декабрь 2014 г.), "Поиск планет-близнецов. I. Основные параметры звездной выборки", Астрономия и астрофизика, 572: 19, arXiv:1408.4130, Bibcode:2014A & A ... 572A..48R, Дои:10.1051/0004-6361/201424244, S2CID  46964342, А48.
  7. ^ а б Gatewood, G .; Мейсон, Б. Д. (2013), Информационный циркуляр № 181 (PDF), Комиссия Международного астрономического союза 26 (Двойные звезды), стр. 1, получено 2017-03-25.
  8. ^ а б 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, S2CID  18775378.
  9. ^ а б McDonald, I .; и другие. (2012), «Фундаментальные параметры и избытки инфракрасного излучения звезд Hipparcos», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 427 (1): 343–57, arXiv:1208.2037, Bibcode:2012МНРАС.427..343М, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2012.21873.x, S2CID  118665352.
  10. ^ Martínez-Arnáiz, R .; и другие. (Сентябрь 2010 г.), «Хромосферная активность и вращение звезд ФГК в окрестностях Солнца. Оценка джиттера лучевой скорости» (PDF), Астрономия и астрофизика, 520: A79, arXiv:1002.4391, Bibcode:2010A & A ... 520A..79M, Дои:10.1051/0004-6361/200913725, S2CID  43455849.
  11. ^ "psi Ser". SIMBAD. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 2017-03-23.
  12. ^ Бейлер-Джонс, К. А. Л. (март 2015 г.), «Близкие встречи звездного типа», Астрономия и астрофизика, 575: 13, arXiv:1412.3648, Bibcode:2015A & A ... 575A..35B, Дои:10.1051/0004-6361/201425221, S2CID  59039482, А35.
  13. ^ Холл, Джеффри К .; и другие. (Март 2007 г.), "Активность и изменчивость Солнца и звезд, подобных Солнцу. I. Синоптические наблюдения Ca II H и K", Астрономический журнал, 133 (3): 862–881, Bibcode:2007AJ .... 133..862H, Дои:10.1086/510356.
  14. ^ Холл, Джеффри К .; и другие. (Июль 2009 г.), «Активность и переменность Солнца и солнцеподобных звезд. II. Современная фотометрия и спектроскопия ярких солнечных аналогов», Астрономический журнал, 138 (1): 312–322, Bibcode:2009AJ .... 138..312H, CiteSeerX  10.1.1.216.9004, Дои:10.1088/0004-6256/138/1/312.
  15. ^ Токовинин, Андрей; Хорч, Эллиотт П. (ноябрь 2016 г.), "Спекл-интерферометрия вторичных компонентов в близлежащих визуальных двоичных файлах", Астрономический журнал, 152 (5): 7, arXiv:1608.06586, Bibcode:2016AJ .... 152..116T, Дои:10.3847/0004-6256/152/5/116, S2CID  119270753, 116.

внешняя ссылка