Beta Doradus - Beta Doradus
![]() ![]() | |
Data pozorování Epocha J2000.0 Rovnodennost J2000.0 (ICRS ) | |
---|---|
Souhvězdí | Delfíni |
Správný vzestup | 05h 33m 37.51729s[1] |
Deklinace | −62° 29′ 23.3692″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 3,46 až 4,08[2] |
Vlastnosti | |
Spektrální typ | F4-G4Ia-II[3] |
U-B barevný index | +0.55[3] |
B-V barevný index | +0.70[4] |
R - já barevný index | +0.48[4] |
Variabilní typ | 8 Cephei[2] |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R.proti) | +7.2[5] km / s |
Správný pohyb (μ) | RA: +0.79[1] mas /rok Prosinec: +12.74[1] mas /rok |
Paralaxa (π) | 3.14 ± 0.16[6] mas |
Vzdálenost | 1,040 ± 50 ly (320 ± 20 ks ) |
Absolutní velikost (M.PROTI) | −3.91 ± 0.11[7] |
Detaily | |
Hmotnost | 6.5[8] M☉ |
Poloměr | 67.8 ± 0.7[9] R☉ |
Zářivost | 3,200[7] L☉ |
Povrchová gravitace (logG) | 1.3[10] cgs |
Teplota | 5,445[7] K. |
Kovovost [Fe / H] | –0.13[10] dex |
Rychlost otáčení (proti hříchi) | 0[3] km / s |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
Beta Doradus (Beta Dor, β Doradus, β Dor) je druhá nejjasnější hvězda na jihu souhvězdí z Delfíni.[8] Má proměnnou zdánlivá vizuální velikost,[4] viditelné pouhým okem z jižní polokoule. Na základě paralaxa měření s Hubbleův vesmírný dalekohled, nachází se ve vzdálenosti 1040 světelné roky (320 parsecs ) ze Země.[6]
Beta Doradus je Cefeidova proměnná která pravidelně mění velikost z minima 4,08 na maximum 3,46[2] po dobu 9,842 dnů.[12] The světelná křivka této změny velikosti se řídí pravidelným vzorem zubů.[13] Během každého cyklu radiální pulzace se poloměr hvězdy mění o ± 3,9krát větší než Poloměr Slunce kolem průměru 67,8.[9] Své spektrální typ a třída svítivosti jsou také proměnné, od Typ F. na Typ G. a od a superobr do a jasný obr.[3]
Daleko ultrafialový emise z této hvězdy byly detekovány pomocí Daleko ultrafialový spektroskopický průzkumník, zatímco rentgen emise byly zjištěny pomocí XMM-Newton vesmírný dalekohled. Rentgenová svítivost je asi 1 × 1029 erg / s a emise se mění s dobou pulzace, což naznačuje souvislost s procesem pulzace. Maximální rentgenové emise jsou v rozmezí 0,6–0,8keV energetické rozmezí, které se vyskytuje u plazmat s teplotami 7–10 milionů K.[13]
Reference
- ^ A b C d van Leeuwen, F. (listopad 2007), „Ověření nové redukce Hipparcos“, Astronomie a astrofyzika, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A & A ... 474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
- ^ A b C bet Dor, vstup do databáze, Kombinovaná tabulka GCVS sv. I-III a NL 67-78 se zlepšenými souřadnicemi, Obecný katalog proměnných hvězd, Sternberg Astronomical Institute, Moskva, Rusko. Přístup na linku 9. září 2008.
- ^ A b C d HR 1922, položka databáze, The Bright Star Catalogue, 5. přepracované vydání. (Předběžná verze), D. Hoffleit a W. H. Warren, Jr., CDS ID V / 50. Přístup na linku 9. září 2008.
- ^ A b C Turner, D. G. (duben 1980), „Zčervenání Bety Doradové“, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, 74: 64–69, Bibcode:1980JRASC..74 ... 64T
- ^ Evans, D. S. (20. – 24. Června 1966), Batten, Alan Henry; Slyšel, John Frederick (eds.), Revize Obecného katalogu radiálních rychlostí, University of Toronto: Mezinárodní astronomická unie, Bibcode:1967IAUS ... 30 ... 57E
- ^ A b McArthur, Barbara E .; et al. (Květen 2011), „Astrometrie pomocí Hubblova kosmického dalekohledu: trigonometrická paralaxa vybraných hyadů“, Astronomický deník, 141 (5): 172, arXiv:1103.2094, Bibcode:2011AJ .... 141..172M, doi:10.1088/0004-6256/141/5/172
- ^ A b C Turner, David G. (duben 2010), „Kalibrace PL pro cefeidy Mléčné dráhy a její důsledky pro stupnici vzdálenosti“, Astrofyzika a vesmírná věda, 326 (2): 219–231, arXiv:0912.4864, Bibcode:2010Ap & SS.326..219T, doi:10.1007 / s10509-009-0258-5
- ^ A b Kaler, James B., „Beta Doradus“, Hvězdy, University of Illinois, vyvoláno 2012-01-01
- ^ A b Taylor, Melinda M .; Booth, Andrew J. (srpen 1998), „Jasná jižní cefeida beta Doradus: křivka radiální rychlosti, vzdálenost a velikost“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 298 (2): 594–600, Bibcode:1998MNRAS.298..594T, doi:10.1046 / j.1365-8711.1998.01670.x
- ^ A b Romaniello, M .; et al. (Září 2008), „Vliv chemického složení na vlastnosti hvězd Cepheid. II. Obsah železa“, Astronomie a astrofyzika, 488 (2): 731–747, arXiv:0807.1196, Bibcode:2008A & A ... 488..731R, doi:10.1051/0004-6361:20065661
- ^ „V * bet Dor“. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 9. září 2008.
- ^ Klagyivik, P .; Szabados, L. (září 2009), "Pozorovací studie cefeidských amplitud. I. Periodicko-amplitudové vztahy pro galaktické cefeidy a vzájemný vztah amplitud", Astronomie a astrofyzika, 504 (3): 959–972, arXiv:0908.3561, Bibcode:2009A & A ... 504..959K, doi:10.1051/0004-6361/200811464
- ^ A b Engle, Scott G .; et al. (Květen 2009), „The Secret XUV Lives of Cepheids: FUV / X-ray Observations of Polaris and β Dor“, Budoucí směry v ultrafialové spektroskopii: Konference inspirovaná úspěchy mise daleko ultrafialového spektroskopického průzkumníkaSborník konferencí AIP, 1135, str. 192–197, arXiv:0902.3449, Bibcode:2009AIPC.1135..192E, doi:10.1063/1.3154048