Beta Pyxidis - Beta Pyxidis

Beta Pyxidis
Diagram ukazující polohy hvězd a hranice souhvězdí Pyxis a jeho okolí
Cercle rouge 100% .svg
Umístění β Pyxidis (v kroužku)
Data pozorování
Epocha J2000Rovnodennost J2000
SouhvězdíPyxis
Správný vzestup08h 40m 06.14363s[1]
Deklinace–35° 18′ 30.0″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)3.954[2]
Vlastnosti
Spektrální typG7Ib-II[3]
U-B barevný index+0.646[2]
B-V barevný index+0.935[2]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)–13.4[4] km / s
Správný pohyb (μ) RA: +9.84[1] mas /rok
Prosinec: –20.80[1] mas /rok
Paralaxa (π)7.84 ± 0.19[1] mas
Vzdálenost420 ± 10 ly
(128 ± 3 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)–0.78[5]
Detaily
Poloměr28[6] R☉
Povrchová gravitace (logG)3.73±0.27[7] cgs
Teplota5,590±168[7] K.
Kovovost [Fe / H]−0.06±0.13[7] dex
Rychlost otáčení (proti hříchi)11.8[8] km / s
Jiná označení
β Pyxidis, β Pyx, Beta Pyx, CPD −34  2846, FK5  2681, HD 74006, BOKY 42515, HR  3438, SAO 199490, WDS J08401-3518A[3]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

Beta Pyxidis (Beta Pyx, β Pyxidis, β Pyx) je dvojitá hvězda[3] nachází se na jihu souhvězdí Pyxis. Má zdánlivá vizuální velikost 3,954, což z něj činí druhá nejjasnější hvězda v té slabé konstelaci.

Na základě paralaxa měření, odhaduje se, že hvězda je 420světelné roky (128 parsecs ) z Země.[1] The spektrum odpovídá a jasný obr nebo superobr hvězda hvězdná klasifikace G7Ib-II. The interferometr - měřeno úhlový průměr této hvězdy je 2.05 ± 0.14 mas.[9] Při jeho odhadované vzdálenosti se získá fyzická velikost asi 28krát větší poloměr Slunce.[6] The efektivní teplota vnější obálky hvězdy je asi 5 400 K, což jí dává charakteristický žlutý odstín a Hvězda typu G..[10][11]

Beta Pyxidis má neobvykle vysokou rychlost rotace pro vyvinul hvězda tohoto typu, zobrazující a projektovaná rychlost otáčení 11,8 km / s. Jedním z možných vysvětlení je, že mohlo pohltit blízké okolí obří planeta, jako je a horký Jupiter.[8]

V roce 2010 byla hvězda mezi průzkumem masivní, nižší efektivní teplota supergianty ve snaze detekovat magnetické pole. Tato hvězda může mít podélný tvar magnetické pole se silou menší než a Gauss.[12] Je to mladá disková hvězda systém s vesmírná rychlost komponenty, [U, V, W] = [–11,0, + 11,8; –2,2] km / s.[5] K dispozici je optický společník o velikosti 12,5, který je umístěn v úhlové vzdálenosti 12,7obloukové sekundy a a úhel polohy 118 ° k roku 1943.[13]

Pojmenování

v čínština, 天狗 (Tian Gǒu), význam Nebeský pes, odkazuje na asterismus skládající se z β Pyxidis, e Velorum, f Velurum, α Pyxidis, γ Pyxidis a δ Pyxidis. V důsledku toho je β Pyxidis sám známý jako 天狗 四 (Tiān Gǒu sì, Angličtina: Čtvrtá hvězda nebeského psa.)[14]

Reference

  1. ^ A b C d E F van Leeuwen, F. (listopad 2007). Msgstr "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.
  2. ^ A b C Gutierrez-Moreno, Adelina; et al. (1966). "Systém fotometrických standardů". 1. Publicaciones Universidad de Chile, Department de Astronomy: 1–17. Bibcode:1966 PDAUC ... 1 .... 1G. Citovat deník vyžaduje | deník = (Pomoc)
  3. ^ A b C "vsadit Pyx - hrát ve dvojitém systému". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2009-04-15.
  4. ^ Evans, D. S. (20. – 24. Června 1966). „Revize obecného katalogu radiálních rychlostí“. Sborník ze sympozia IAU č. 30, Stanovení radiálních rychlostí a jejich aplikace. University of Toronto: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. Bibcode:1967IAUS ... 30 ... 57E.
  5. ^ A b Eggen, O. J. (1994). „Fotometrie jasných obrů a supergiants typu F-K. 3: Světelnost, zarudnutí a hojnost prvků GK hvězd“. Astrofyzikální deník. 107 (6): 2184–2210, 2205. Bibcode:1994AJ .... 107.2184E. doi:10.1086/117030.
  6. ^ A b Lang, Kenneth R. (2006), Astrofyzikální vzorce, Knihovna astronomie a astrofyziky, 1 (3. vyd.), Birkhäuser, ISBN  3-540-29692-1. Poloměr (R.*) je dána:
  7. ^ A b C Alves, S .; et al. (Duben 2015), „Stanovení spektroskopických hvězdných parametrů pro 257 obřích hvězd“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 448 (3): 2749–2765, arXiv:1503.02556, Bibcode:2015MNRAS.448.2749A, doi:10.1093 / mnras / stv189.
  8. ^ A b Rodrigues da Silva, R .; et al. (Březen 2015). „O povaze rychle se otáčejících hvězd s jedním vývojem“. Astrofyzikální deník. 801 (1): 6. arXiv:1503.03447. Bibcode:2015ApJ ... 801 ... 54R. doi:10.1088 / 0004-637X / 801/1/54. 54.
  9. ^ Richichi, A .; Percheron, I .; Khristoforova, M. (únor 2005), „CHARM2: Aktualizovaný katalog měření vysokého úhlového rozlišení“, Astronomie a astrofyzika, 431: 773–777, Bibcode:2005A & A ... 431..773R, doi:10.1051/0004-6361:20042039
  10. ^ O'Neal, Douglas; Neff, James E .; Saar, Steven H. (listopad 1998), „Měření parametrů hvězdných skvrn na aktivních hvězdách pomocí molekulárních pásem v Echelle Spectra“, Astrofyzikální deník, 507 (2): 919–937, Bibcode:1998ApJ ... 507..919O, doi:10.1086/306340
  11. ^ „Barva hvězd“, Dalekohled Austrálie, dosah a vzdělávání, Organizace pro vědecký a průmyslový výzkum společenství, 21. Prosince 2004, archivovány z originál dne 10.03.2012, vyvoláno 2012-01-16
  12. ^ Grunhut, J. H .; et al. (Listopad 2010), „Systematická detekce magnetických polí v masivních supergiantech pozdního typu“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 408 (4): 2290–2297, arXiv:1006.5891, Bibcode:2010MNRAS.408.2290G, doi:10.1111 / j.1365-2966.2010.17275.x
  13. ^ Worley, C.E .; Douglas, G. G. (listopad 1997), „The Washington double star catalog (WDS, 1996.0)“, Astronomy & Astrophysics Supplement Series, 125: 523, Bibcode:1997A & AS..125..523W, doi:10.1051 / aas: 1997239
  14. ^ (v čínštině) AEEA (Činnosti výstavy a vzdělávání v astronomii) 天文 教育 資訊 網 2006 年 7 月 17 日