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