C Ursae Majoris - C Ursae Majoris
| Data pozorování Epocha J2000.0Rovnodennost J2000.0 | |
|---|---|
| Souhvězdí | Majorka |
| Správný vzestup | 09h 14m 20.53739s[1] |
| Deklinace | +61° 25′ 23.9538″[1] |
| Zdánlivá velikost (PROTI) | 5.20[2] |
| Vlastnosti | |
| Spektrální typ | G0 V[3] |
| U-B barevný index | +0.08[2] |
| B-V barevný index | +0.58[2] |
| Astrometrie | |
| Radiální rychlost (R.proti) | −14.3[4] km / s |
| Správný pohyb (μ) | RA: −5.643[1] mas /rok Prosinec: −31.964[1] mas /rok |
| Paralaxa (π) | 50.8675 ± 0.1742[1] mas |
| Vzdálenost | 64.1 ± 0.2 ly (19.66 ± 0.07 ks ) |
| Absolutní velikost (M.PROTI) | 3.75±0.06/8.2±0.6[3] |
| Obíhat[3] | |
| Doba (P) | 16.239631 ± 0.000015 d |
| Poloviční hlavní osa (A) | 2.9±0.2 mas |
| Excentricita (E) | 0.10635±0.00054 |
| Sklon (i) | 106.0±12.0° |
| Zeměpisná délka uzlu (Ω) | 107.0±14.0° |
| Periastron epocha (T) | 2454358.214 ± 0.013 HJD |
| Argument periastronu (ω) (sekundární) | 137.18±0.29° |
| Semi-amplituda (K.1) (hlavní) | 35.344±0.018 km / s |
| Semi-amplituda (K.2) (sekundární) | 64.97±0.27 km / s |
| Detaily | |
| c UMa A | |
| Hmotnost | 1.213[5] M☉ |
| Poloměr | 2.6±0.1[3] R☉ |
| Povrchová gravitace (logG) | 3.98[6] cgs |
| Teplota | 5,871[6] K. |
| Kovovost [Fe / H] | −0.13[6] dex |
| Rychlost otáčení (proti hříchi) | 5.59[7] km / s |
| Stáří | 5.41[5] Gyr |
| c UMa B | |
| Hmotnost | 0.59−0.66[3] M☉ |
| Poloměr | 0.50±0.14[3] R☉ |
| Zářivost | 0.08±0.04[3] L☉ |
| Jiná označení | |
| Odkazy na databáze | |
| SIMBAD | data |
c Ursae Majoris je Označení Bayer pro dvojitou podšívku spektroskopická binárka hvězdný systém na severu souhvězdí z Majorka. Má zdánlivá vizuální velikost 5,20,[2] což znamená, že je viditelné pouhým okem. Paralaxa měření poskytují odhadovanou vzdálenost 64,1světelné roky z slunce.[1] Hvězda se přibližuje k Zemi heliocentricky radiální rychlost -14 km / s.[4]
Spektroskopická binární povaha tohoto systému byla mezi prvními 75 takovými objevy Astrofyzikální observatoř Dominion v roce 1919.[9] Dvojice obíhá kolem sebe každých 16,2 dní s excentricita 0,1. The poloviční osa jejich oběžné dráhy má úhel kolem 2,9mas, a rovina oběžné dráhy je nakloněna k přímce pohledu v úhlu kolem 106 °.[3]
Primární komponenta má a hvězdná klasifikace G0 V, což naznačuje, že se jedná o Hvězda hlavní sekvence typu G podobný ι Per. Má hmotnost asi 1,2krát větší než hmotnost Slunce a 2,6krát větší než poloměr Slunce. Odhaduje se, že rozdíl mezi těmito dvěma složkami je 4.5±0.6. Odhadované vlastnosti sekundárního indikují, že je s největší pravděpodobností a Hvězda hlavní sekvence typu K.. Systém nezobrazí žádnou indikaci chromosférická aktivita.[3]
Systém byl zkoumán z hlediska důkazů o infračervený přebytek to by mohlo naznačovat přítomnost cirkuláru úlomky disku, ale žádný nebyl nalezen.[10] V současné době se c UMa pohybuje ve směru Země pomocí a radiální rychlost -14,3 km / s. Přísluní průchod nastane za 1,3 milionu let, když se systém dostane do 10ly (4 ks ) slunce.[4] Toto je pravděpodobně člen Mléčné dráhy populace tenkých disků hvězd.[5]
Reference
- ^ A b C d E F Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Souhrn obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na Vezír.
- ^ A b C d Mermilliod, J.-C. (1986), „Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (nepublikováno)“, Astronomická databáze SIMBAD, Bibcode:1986EgUBV ........ 0M.
- ^ A b C d E F G h i Francis C., Fekel; et al. (Únor 2015), „Nové přesné oběžné dráhy jasných dvojitých spektroskopických dvojhvězd. IX. HD 54371, HR 2692 a 16 Ursa Majoris“, Astronomický deník, 149 (2): 13, Bibcode:2015AJ .... 149 ... 63F, doi:10.1088/0004-6256/149/2/63, hdl:2152/34404, 63.
- ^ A b C Bailer-Jones, C. A. L. (březen 2015), „Blízká setkání hvězdného druhu“, Astronomie a astrofyzika, 575: 13, arXiv:1412.3648, Bibcode:2015A & A ... 575A..35B, doi:10.1051/0004-6361/201425221, A35.
- ^ A b C Ramírez, I .; et al. (Únor 2013), „Množství kyslíku v blízkých hvězdách FGK a galaktický chemický vývoj místního disku a halo“, Astrofyzikální deník, 764 (1): 78, arXiv:1301.1582, Bibcode:2013ApJ ... 764 ... 78R, doi:10.1088 / 0004-637X / 764/1/78.
- ^ A b C Gray, R.O .; et al. (Červenec 2006), „Příspěvek k projektu Hvězdy v okolí (NStars): spektroskopie hvězd starších než M0 do 40 ks - Jižní vzorek“, Astronomický deník, 132 (1): 161–170, arXiv:astro-ph / 0603770, Bibcode:2006AJ .... 132..161G, doi:10.1086/504637.
- ^ Martínez-Arnáiz, R .; et al. (Září 2010), "Chromosférická aktivita a rotace hvězd FGK v sluneční oblasti. Odhad chvění radiální rychlosti" (PDF), Astronomie a astrofyzika, 520: A79, arXiv:1002.4391, Bibcode:2010A & A ... 520A..79M, doi:10.1051/0004-6361/200913725.
- ^ „c UMa“. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2016-07-18.
- ^ Plaskett, J. S .; et al. (1919). "Čtvrtý seznam spektroskopických dvojhvězd". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 13: 372–378. Bibcode:1919JRASC..13..372P.
- ^ Eiroa, C .; et al. (Červenec 2013), "DUst around NEarby Stars. Výsledky pozorování průzkumu", Astronomie a astrofyzika, 555: A11, arXiv:1305.0155, Bibcode:2013A & A ... 555A..11E, doi:10.1051/0004-6361/201321050.