Chi Cancri - Chi Cancri

Chi Cancri
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0
SouhvězdíRakovina
Správný vzestup08h 20m 03.86070s[1]
Deklinace+27° 13′ 03.7464″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)5.14[2]
Vlastnosti
Evoluční fázehlavní sekvence
Spektrální typF6V[3]
U-B barevný index–0.06[2]
B-V barevný index+0.47[2]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)+32.91±0.08[4] km / s
Správný pohyb (μ) RA: –17.433[1] mas /rok
Prosinec: –377.614[1] mas /rok
Paralaxa (π)54.8640 ± 0.1728[1] mas
Vzdálenost59.4 ± 0.2 ly
(18.23 ± 0.06 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)3.85[5]
Detaily[3]
Hmotnost1.070 M☉
Poloměr1.3870±0.0276 R☉
Zářivost2.4378±0.0341 L☉
Povrchová gravitace (logG)4.35[5] cgs
Teplota6,130±58 K.
Kovovost [Fe / H]−0.26 dex
Rychlost otáčení (proti hříchi)4.2[5] km / s
Stáří5.8 Gyr
Jiná označení
χ Cnc, 18 Cancri, BD +27°1589, FK5  1217, GJ  303, HD  69897, BOKY  40843, HR  3262, SAO  80104[6]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

Chi Cancri, Latinsky z χ Cancri, je kandidátem astrometrický binární[7] hvězda systém na severu zvěrokruh souhvězdí z Rakovina. Má žluto-bílý odstín a je mírně viditelný pouhým okem s zdánlivá vizuální velikost z 5.14.[2] Systém je umístěn ve vzdálenosti 59světelné roky od Slunce, na základě paralaxa, a unáší se dále s a radiální rychlost +33 km / s.[4] Odhaduje se, že k nejbližšímu přiblížení došlo přibližně před 274 000 lety, když došlo na 42 světelných let.[8]

Viditelnou součástí tohoto systému je Hvězda hlavní sekvence typu F s hvězdná klasifikace F6V,[3] Kde třída svítivosti „V“ označuje, že generuje energii skrz jádro fúze vodíku. Hvězda je 5.8[3] miliardy let starý a točí se projektovaná rychlost otáčení pouhých 4,2 km / s.[5] Má to zhruba stejné hmota jako Slunce ale 1,4násobek Poloměr Slunce. Chi Cancri vyzařuje 2,4krát více svítivost Slunce od jeho fotosféra opálení efektivní teplota 6 130 K.[3] Zobrazuje se infračervený přebytek v 18 μm vlnová délka kapela, což naznačuje a cirkumstelární disk prachu obíhá kolem hvězdy.[9]

Reference

  1. ^ A b C d E 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.
  2. ^ A b C d Johnson, H.L .; et al. (1966), „UBVRIJKL fotometrie jasných hvězd“, Komunikace lunární a planetární laboratoře, 4 (99), Bibcode:1966CoLPL ... 4 ... 99J.
  3. ^ A b C d E Boyajian, Tabetha S .; et al. (Červenec 2013), "Hvězdné průměry a teploty. III. Hlavní posloupnosti A, F, G a K Hvězdy: Další vysoce přesná měření a empirické vztahy", Astrofyzikální deník, 771 (1): 40, arXiv:1306.2974, Bibcode:2013ApJ ... 771 ... 40B, doi:10.1088 / 0004-637X / 771/1/40.
  4. ^ A b Nikdy, David L .; et al. (Srpen 2002), „Radiální rychlosti pro 889 hvězd pozdního typu“, Astrophysical Journal Supplement Series, 141 (2): 503–522, arXiv:astro-ph / 0112477, Bibcode:2002ApJS..141..503N, doi:10.1086/340570.
  5. ^ A b C d Paunzen, E .; et al. (Červenec 2014), „Zkoumání možného spojení mezi hvězdami λ Bootis a hvězdami typu II. Mezi populací“, Astronomie a astrofyzika, 567: 8, arXiv:1406.3936, Bibcode:2014A & A ... 567A..67P, doi:10.1051/0004-6361/201423817, A67.
  6. ^ „chi Cnc“. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2019-10-23.
  7. ^ Eggleton, P. P .; Tokovinin, A. A. (září 2008), „Katalog multiplicity mezi jasnými hvězdnými systémy“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 389 (2): 869–879, arXiv:0806.2878, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.13596.x.
  8. ^ Anderson, E .; Francis, Ch. (2012), „XHIP: An extended hipparcos compilation“, Dopisy o astronomii, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL ... 38..331A, doi:10.1134 / S1063773712050015.
  9. ^ Ishihara, Daisuke; et al. (Květen 2017), „Slabé teplé disky trosek kolem blízkých jasných hvězd prozkoumaných AKARI a IRSF“, Astronomie a astrofyzika, 601: 18, arXiv:1608.04480, Bibcode:2017A & A ... 601A..72I, doi:10.1051/0004-6361/201526215, A72.