Chi Serpentis - Chi Serpentis

Chi Serpentis
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0 (ICRS )
SouhvězdíHadi
Správný vzestup15h 41m 47.41465s[1]
Deklinace+12° 50′ 51.1057″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)+5.30[2]
Vlastnosti
Spektrální typA2 Vp MnEu (Sr)[3]
U-B barevný index+0.04[2]
B-V barevný index+0.04[2]
Variabilní typα2 CVn[4]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)+1.90±1.78[5] km / s
Správný pohyb (μ) RA: +38.42[1] mas /rok
Prosinec: −3.76[1] mas /rok
Paralaxa (π)14.84 ± 0.41[1] mas
Vzdálenost220 ± 6 ly
(67 ± 2 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)+1.10[6]
Detaily
Hmotnost2.11[7] M☉
Poloměr1.9[8] R☉
Zářivost26[9] L☉
Povrchová gravitace (logG)3.66±0.24[10] cgs
Teplota9,557±274[10] K.
Kovovost [Fe / H]+0.35±0.13[10] dex
Otáčení1.5948[6] d
Rychlost otáčení (proti hříchi)75[11] km / s
Stáří212[7] Myr
Jiná označení
χ Ser, 20 ser, BD +13° 2982, FK5  3243, HD  140160, BOKY  76866, HR  5843, SAO  101683.[12]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

Chi Serpentis (χ Ser, χ Serpentis) je osamělý[13] hvězda v části Serpens Caput na rovníku souhvězdí Hadi. Založeno na ročním posun paralaxy ze 14,84mas jak je vidět ze Země, nachází se kolem 220světelné roky z slunce. Hvězda je dostatečně jasná, aby byla slabě viditelná pouhým okem, přičemž má zdánlivá vizuální velikost +5,30.[2]

V roce 1966 byl uveden jako podezřelý spektroskopická binárka,[14] ale věří se, že je svobodný.[13] Tohle je chemicky zvláštní hvězda Ap hvězda s hvězdná klasifikace z A2 Vp MnEu (Sr),[3] označující spektrum vykazuje abnormální přebytky manganu a europia. Hvězda má 2.11[7] krát hmota Slunce a asi 1,9násobek Poloměr Slunce.[8] Vyzařuje 26[9] krát sluneční svítivost od jeho fotosféra opálení efektivní teplota 9 557 K.[10] Ve věku 212[7] miliony let se točí s období střídání 1,6 dne.[14]

Chi Serpentis je klasifikován jako Typ Alpha2 Canum Venaticorum proměnná hvězda,[4] a jeho velikost se mění o 0,03 s periodou 1,5948 dnů.[6] Schéma variací ve spektru naznačuje, že na povrchu hvězdy jsou oblasti se zvýšeným obsahem stroncia, chrómu, železa, titanu a hořčíku.[15] Zprůměrováno kvadratická síla pole z povrchové magnetické pole je (859.1±712.3)×10−4 T.[16]

Reference

  1. ^ A b C d E van Leeuwen, F. (2007), „Validace nové redukce Hipparcos“, Astronomie a astrofyzika, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A & A ... 474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357, S2CID  18759600.
  2. ^ A b C d Mermilliod, J.-C. (1986), „Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (nepublikováno)“, Katalog Eggenových UBV dat, SIMBAD, Bibcode:1986EgUBV ........ 0M.
  3. ^ A b Loden, L. O. (červenec 1983), „Fyzikální studie hvězdokupy Ursa Major (se zvláštním důrazem na zvláštní hvězdy A)“, Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 53: 33–42, Bibcode:1983A & AS ... 53 ... 33L.
  4. ^ A b Hoffleit, D. (říjen 1982), „Proměnné hvězdy v Obecném katalogu trigonometrických paralaxů“, Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires, 23: 53, Bibcode:1982 BICDS..23 ... 53H.
  5. ^ de Bruijne, J. H. J .; Eilers, A.-C. (Říjen 2012), „Radiální rychlosti pro projekt HIPPARCOS-Gaia stovky tisíc správných pohybů“, Astronomie a astrofyzika, 546: 14, arXiv:1208.3048, Bibcode:2012A & A ... 546A..61D, doi:10.1051/0004-6361/201219219, S2CID  59451347, A61.
  6. ^ A b C Adelman, Saul J. (2002), „V dobách magnetických hvězd CP“, Baltská astronomie, 11: 475–485, Bibcode:2002BaltA..11..475A.
  7. ^ A b C d David, Trevor J .; Hillenbrand, Lynne A. (2015), „The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Potential Hosts of Directly Imaged Exoplanets“, Astrofyzikální deník, 804 (2): 146, arXiv:1501.03154, Bibcode:2015ApJ ... 804..146D, doi:10.1088 / 0004-637X / 804/2/146, S2CID  33401607.
  8. ^ A b Pasinetti Fracassini, L. E .; Pastori, L .; Covino, S .; Pozzi, A. (únor 2001), "Katalog zdánlivých průměrů a absolutních poloměrů hvězd (CADARS)", Astronomie a astrofyzika (3. vyd.), 367: 521–524, arXiv:astro-ph / 0012289, Bibcode:2001A & A ... 367..521P, doi:10.1051/0004-6361:20000451, S2CID  425754.
  9. ^ A b McDonald, I .; et al. (2012), „Základní parametry a infračervené přebytky hvězd Hipparcos“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 427 (1): 343–57, arXiv:1208.2037, Bibcode:2012MNRAS.427..343M, doi:10.1111 / j.1365-2966.2012.21873.x, S2CID  118665352.
  10. ^ A b C d Prugniel, Ph .; et al. (Červenec 2011), „Atmosférické parametry a spektrální interpolátor pro MILES hvězdy“, Astronomie a astrofyzika, 531: A165, arXiv:1104.4952, Bibcode:2011A & A ... 531A.165P, doi:10.1051/0004-6361/201116769, S2CID  54940439.
  11. ^ Royer, F .; et al. (Říjen 2012), "Rotační rychlosti hvězd typu A na severní polokouli. II. Měření v sin i", Astronomie a astrofyzika, 393: 897–911, arXiv:astro-ph / 0205255, Bibcode:2002A & A ... 393..897R, doi:10.1051/0004-6361:20020943, S2CID  14070763.
  12. ^ "chi Ser". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2017-03-23.
  13. ^ A b 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, S2CID  14878976.
  14. ^ A b Rajamohan, R .; Babu, G. S. D. (březen 1978), „O vnitřní rotaci magnetických proměnných“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 182 (4): 773–776, Bibcode:1978MNRAS.182..773R, doi:10,1093 / mnras / 182,4,773.
  15. ^ Riabchikova, T. A. (únor 1975), "Spektroskopická proměnná AP hvězda chi Serpentis", Sovětská astronomie, 18: 451–453, Bibcode:1975SvA .... 18..451R.
  16. ^ Bychkov, V. D .; et al. (Duben 2009), "Katalog zprůměrovaných hvězdných efektivních magnetických polí - II. Opětovné projednání chemicky zvláštních hvězd A a B", Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 394 (3): 1338–1350, Bibcode:2009MNRAS.394.1338B, doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.14227.x.