HD 158614 - HD 158614
| Data pozorování Epocha J2000.0 Rovnodennost J2000.0 | |
|---|---|
| Souhvězdí | Ophiuchus |
| Správný vzestup | 17h 30m 23.79699s[1] |
| Deklinace | −01° 03′ 46.4882″[1] |
| Zdánlivá velikost (PROTI) | +5.31[2] (6.02 + 5.93)[3] |
| Vlastnosti | |
| Evoluční fáze | Subgiant[4] |
| Spektrální typ | G9IV-V + G9IV-V[3] |
| B-V barevný index | +0.715±0.013[5] |
| Astrometrie | |
| Radiální rychlost (R.proti) | −76.98±0.05[5] km / s |
| Správný pohyb (μ) | RA: −127.77[1] mas /rok Prosinec: −168.61[1] mas /rok |
| Paralaxa (π) | 61.19 ± 0.68[1] mas |
| Vzdálenost | 53.3 ± 0.6 ly (16.3 ± 0.2 ks ) |
| Absolutní velikost (M.PROTI) | 4.24[5] |
| Obíhat[3] | |
| Doba (P) | 46.34±0.021 rok |
| Poloviční hlavní osa (A) | 977.±3.3 mas |
| Excentricita (E) | 0.168±0.0025 |
| Sklon (i) | 99.1±0.11° |
| Zeměpisná délka uzlu (Ω) | 332.3±0.13° |
| Periastron epocha (T) | 1870.0±0,16 Byr |
| Argument periastronu (ω) (sekundární) | 148.±1.3° |
| Detaily | |
| A | |
| Hmotnost | 0.963±0.005[6] M☉ |
| Poloměr | 1.7[2] R☉ |
| Zářivost | 2.5[2] L☉ |
| Povrchová gravitace (logG) | 4.00[2] cgs |
| Teplota | 5,500±150[2] K. |
| Stáří | 12.3[7] Gyr |
| B | |
| Hmotnost | 0.951±0.005[6] M☉ |
| Jiná označení | |
| Odkazy na databáze | |
| SIMBAD | data |
HD 158614 je vizuální binární hvězda systém v rovníkový souhvězdí z Ophiuchus. Systém je viditelný pouhým okem kombinovaným způsobem zdánlivá vizuální velikost +5,31.[2] Nachází se ve vzdálenosti 53,3světelné roky z slunce na základě paralaxa, ale blíží se blíže s radiální rychlost −77 km / s[5] a předpokládá se, že se dostane do 11,0 světelných let za přibližně 196 000 let.[9] Systém byl zařazen jako kandidát na člena Pohybující se skupina Zeta Herculis.[10] Zdá se však, že to hojnost chemických látek vylučuje.[11]
Bylo zjištěno, že pár byl dvojitá hvězda podle F. G. W. Struve v roce 1827 a dostal katalogový identifikátor 73 2173 (nyní STF 2173). Od té doby dokončil několik oběžných drah,[12] poddajný orbitální prvky zobrazeno a doba 46,3 let a an excentricita 0,17.[3] Obě složky mají podobná spektra, která odpovídají a hvězdná klasifikace G9IV-V.[3] Nevykazují téměř žádné variace světelnosti; zdá se, že jeden z páru se liší o velikost 0,002.[4] Obě složky mají o něco nižší hmotnost než Slunce: 96%, respektive 95%.[6] Odhaduje se, že systém je starý 12,3 miliardy let.[7]
Tento binární soubor byl zahrnut do hledání hnědí trpaslíci to neobjevilo žádné velké společníky.[Citace je zapotřebí ]
Viz také
Reference
- ^ A b C d E 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.
- ^ A b C d E F Malagnini, M. L .; Morossi, C. (listopad 1990). "Přesné absolutní svítivosti, efektivní teploty, poloměry, hmotnosti a povrchové gravitace pro vybraný vzorek polních hvězd". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 85 (3): 1015–1019. Bibcode:1990A & AS ... 85.1015M.
- ^ A b C d E Pourbaix, D. (2000). „Vyřešené dvojitě lemované spektroskopické dvojhvězdy: zanedbávaný zdroj paralax a bez hvězd bez hmotných hypotéz“. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 145 (2): 215–222. Bibcode:2000A & AS..145..215P. doi:10.1051 / aas: 2000237.
- ^ A b Lockwood, G. W. (1998). Balasubramaniam, K. S .; Harvey, Jack; Rabin, D. (eds.). "Světelné a chromosférické variace slunečních analogových hvězd". Synoptická sluneční fyzika - 18. letní seminář NSO / Sacramento Peak, který se konal v Sunspotu; Nové Mexiko 8. – 12. Září 1997. Série konferencí ASP. 140: 261. Bibcode:1998ASPC..140..261L.
- ^ A b C d Anderson, E .; Francis, Ch. (2012). "XHIP: Rozšířená kompilace hipparcos". Dopisy o astronomii. 38 (5): 331. arXiv:1108.4971. Bibcode:2012AstL ... 38..331A. doi:10.1134 / S1063773712050015. S2CID 119257644.
- ^ A b C Andrade, Manuel (říjen 2019). "Přesné modelování dynamických paralax a hmot vizuálních binárních souborů v závislosti na barvě. Aplikace na systémy VB + SB2 s definitivními oběžnými drahami". Astronomie a astrofyzika. 630: 11. Bibcode:2019A & A ... 630A..96A. doi:10.1051/0004-6361/201936199. A96.
- ^ A b Casagrande, L .; et al. (2011). „Nová omezení týkající se chemického vývoje slunečního okolí a galaktických disků. Vylepšené astrofyzikální parametry pro Ženevsko-kodaňský průzkum“. Astronomie a astrofyzika. 530 (A138): 21. arXiv:1103.4651. Bibcode:2011A & A ... 530A.138C. doi:10.1051/0004-6361/201016276.
- ^ „HD 158614“. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2020-11-20.
- ^ 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. S2CID 59039482. A35.
- ^ Porto de Mello, G. F .; da Silva, L. (1991). „O fyzické existenci pohyblivé skupiny Zeta HER - podrobná analýza Phi exp 2 Pavonis“. Astronomický deník. 102: 1816–1825. Bibcode:1991AJ .... 102.1816P. doi:10.1086/116006.
- ^ Ferreira, Letícia D .; et al. (Březen 2010). „O fyzické existenci pohybující se skupiny Zeta Reticuli: Analýza chemického složení“. Chemical Abundances in the Universe: Connecting First Stars to Planets, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium. 265: 360–361. Bibcode:2010IAUS..265..360F. doi:10.1017 / S174392131000092X.
- ^ Batten, A. H .; et al. (Březen 1991). "Binární systém Sigma 2173". Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 103: 294. Bibcode:1991PASP..103..294B. doi:10.1086/132818.