Epsilon Lupi - Epsilon Lupi - Wikipedia
  | |
| Data pozorování Epocha J2000.0 Rovnodennost J2000.0 | |
|---|---|
| Souhvězdí | Lupus |
| Správný vzestup | 15h 22m 40.86826s[1] |
| Deklinace | –44° 41′ 22.6146″[1] |
| Zdánlivá velikost (PROTI) | 3.41[2] |
| Vlastnosti | |
| Spektrální typ | B2 IV-V[3] |
| U-B barevný index | –0.778[2] |
| B-V barevný index | –0.195[2] |
| Astrometrie | |
| Radiální rychlost (R.proti) | +7.9[4] km / s |
| Správný pohyb (μ) | RA: −22.86[1] mas /rok Prosinec: −18.87[1] mas /rok |
| Paralaxa (π) | 6.37 ± 0.70[1] mas |
| Vzdálenost | Cca. 510ly (přibližně 160ks ) |
| Absolutní velikost (M.PROTI) | −2.55[5] |
| Obíhat[3] | |
| Hlavní | Aa |
| Společník | Ab |
| Doba (P) | 4,55970 d |
| Poloviční hlavní osa (A) | 29.2 R☉ |
| Excentricita (E) | 0.277 |
| Sklon (i) | 20.5° |
| Periastron epocha (T) | 2452790.33 |
| Argument periastronu (ω) (sekundární) | 17° |
| Semi-amplituda (K.1) (hlavní) | 53,8 km / s |
| Semi-amplituda (K.2) (sekundární) | 64,7 km / s |
| Detaily | |
| ε Lup Aa | |
| Poloměr | 4.7[3] R☉ |
| Zářivost (bolometrické) | 3,200[3] L☉ |
| Povrchová gravitace (logG) | 3.89 ± 0.17[3] cgs |
| Teplota | 19,275 ± 1800[3] K. |
| Rychlost otáčení (proti hříchi) | 133[3] km / s |
| ε Lup Ab | |
| Poloměr | 3.8[3] R☉ |
| Jiná označení | |
| Odkazy na databáze | |
| SIMBAD | data |
Epsilon Lupi, Latinsky z ε Lup, je násobek hvězdný systém na jihu souhvězdí z Lupus. Opálení zdánlivá vizuální velikost z 3,41 lze Epsilon Lupi snadno pozorovat z jižní polokoule pomocí dostatečně tmavé nebe. To je pátá nejjasnější hvězda nebo hvězdný systém v souhvězdí.[2] Paralaxa měření dávají tomuto systému vzdálenost zhruba 510 světelné roky (160 parsecs ).[1]
Tento systém označují astronomové za dvojitý spektroskopická binárka. Když spektrum je zkoumána, absorpční linie lze zobrazit vlastnosti obou hvězd. V důsledku Dopplerův jev se tyto čáry frekvenčně posouvají tam a zpět, když obě hvězdy obíhají kolem sebe. To umožňuje některé z nich orbitální prvky lze odvodit, i když jednotlivé hvězdy nebyly vyřešeny dalekohledem. Dvojice sdílí blízkou eliptickou dráhu s doba 4,55970 dnů. The orbitální výstřednost je 0,277,[3] což znamená, že při oddělení při nejbližším přiblížení, nebo periapsis, je pouze 57% vzdálenosti při jejich největší vzdálenosti, nebo apoapse.[7] U třetího je vzdálenější společník úhlové oddělení kolem 1arcsecond které mohou obíhat kolem páru po dobu asi 64 let.[3]
Dvojice, která sdílí blízkou oběžnou dráhu, Epsilon Lupi Aa a Epsilon Lupi Ab, odhaduje hmotnost 13,24 a 11,46krát hmota Slunce, resp. Vzdálenější složka, Epsilon Lupi B, má hmotnost asi 7,64krát vyšší než Slunce. Kombinované hvězdná klasifikace systému je B2 IV-V, zatímco jednotlivé složky mohou mít spektrální třídy B3 IV, B3 V a A5 V, v pořadí podle klesající hmotnosti. Zdá se, že vnitřní pár A-a má svou rychlost rotace synchronizovanou s jejich oběžnou dráhou, takže stejná tvář každé hvězdy vždy stojí proti svému partnerovi. Sekundární, Epsilon Lupi a, vykazuje pravidelné variace ve svítivosti typu, který se vyskytuje u Proměnné Beta Cephei, s periodicitou 10,36 cyklů za den.[3]
Tento hvězdný systém je pravděpodobným členem Sdružení Scorpius-Centaurus, a pohybující se skupina hvězd, které vznikly společně a sdílejí podobnou trajektorii vesmírem.[2]
Reference
- ^ A b C d E F 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 d E Gutierrez-Moreno, Adelina; Moreno, Hugo (červen 1968), „Fotometrické vyšetřování sdružení Štír-Centaurus“, Dodatek k astrofyzikálnímu deníku, 15: 459, Bibcode:1968ApJS ... 15..459G, doi:10.1086/190168
- ^ A b C d E F G h i j k Uytterhoeven, K .; et al. (Září 2005), „Dráha blízké spektroskopické binární epsilon Lup a vnitřní variabilita jejích raných komponent typu B“, Astronomie a astrofyzika, 440 (1): 249–260, arXiv:astro-ph / 0507376, Bibcode:2005A & A ... 440..249U, doi:10.1051/0004-6361:20053009
- ^ Evans, D. S. (20. – 24. Června 1966). „Revize obecného katalogu radiálních rychlostí“. V Batten, Alan Henry; Slyšel, John Frederick (eds.). Stanovení radiálních rychlostí a jejich aplikace, sborník ze sympozia IAU č. 30. Stanovení radiálních rychlostí a jejich aplikace. 30. University of Toronto: Mezinárodní astronomická unie. p. 57. Bibcode:1967IAUS ... 30 ... 57E.
- ^ 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.
- ^ „gam Sgr - proměnná hvězda“, SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, vyvoláno 2012-01-08
- ^ Poměr periapsis (rstr) k apoapsi (rA) darováno:
Kategorie