HD 219623 - HD 219623

HD 219623
Data pozorování
Epocha J2000.0Rovnodennost J2000.0
SouhvězdíCassiopeia
Správný vzestup23h 16m 42.30332s[1]
Deklinace+53° 12′ 48.5104″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)5.59[2]
Vlastnosti
Spektrální typF7 V[3]
U-B barevný index+0.02[2]
B-V barevný index+0.535[2]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)−27.2[4] km / s
Správný pohyb (μ) RA: 111.87[1] mas /rok
Prosinec: −236.51[1] mas /rok
Paralaxa (π)48.77 ± 0.26[1] mas
Vzdálenost66.9 ± 0.4 ly
(20.5 ± 0.1 ks )
Detaily
Hmotnost1.215[5] M☉
Poloměr1.1950±0.0359[5] R☉
Zářivost1.9987±0.0265[5] L☉
Povrchová gravitace (logG)4.24±0.07[6] cgs
Teplota6,138±42[6] K.
Kovovost [Fe / H]+0.07±0.03[6] dex
Rychlost otáčení (proti hříchi)5.50[7] km / s
Stáří1.2[5] Gyr
Jiná označení
BD +52° 3410, GJ 4324, HD 219623, BOKY  114924, HR 8853, SAO 35285.[8]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

HD 219623 je Katalog Henryho Drapera označení pro osamělé[9] hvězda na severu cirkumpolární souhvězdí z Cassiopeia. Má zdánlivá vizuální velikost z 5,59,[2] který leží v rozsahu jasu, který je viditelný pouhým okem. Podle Bortlova stupnice, lze to pozorovat z temné předměstské oblohy. Paralaxa měření provedená Hipparcos kosmická loď ji umístí do odhadované vzdálenosti kolem 66,9světelné roky.[1] Má relativně vysokou správný pohyb, postupující 262miliarsekund za rok napříč nebeská sféra.[10]

Tato hvězda má hvězdná klasifikace F7 V,[3] což naznačuje, že se jedná o Hvězda hlavní sekvence typu F která generuje energii ve svém jádru prostřednictvím termonukleární fúze vodíku do helia. Je větší než Slunce, má 120% poloměru Slunce a 122% sluneční hmoty; jako takový svítí téměř dvakrát tak jasně jako Slunce. HD 219623 je starý přibližně 1,2 miliardy let,[5] s projektovaná rychlost otáčení rychlostí 5,5 km / s.[7] Ve srovnání se Sluncem má o něco vyšší počet prvků než vodík a hélium - což astronomové nazývají hvězdou metalicita.[6] The efektivní teplota z hvězdná atmosféra je asi 6 138 K,[6] dávat tomu žluto-bílou zabarvenou záři obyčejného Hvězda typu F.[11]

V roce 2006 byla tato hvězda zkoumána pomocí nástroje MIPS na Spitzerův kosmický dalekohled. An infračervený přebytek v a vlnová délka 70 μm byla detekována s 3-σ jistota. Data naznačují přítomnost cirkumstelární disk obíhajícího prachu,[12] který je pravděpodobně doplňován úlomky z komety nebo asteroidy. Teplota tohoto prachu označuje vnitřní okraj disku prstenec přijde do 0,4AU hostitelské hvězdy, zatímco vnější okraj se rozprostírá kolem 22 AU.[13]

Reference

  1. ^ A b C d E F 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.
  2. ^ A b C d Mermilliod, J.-C. (1986), Kompilace dat Eggenových UBV, transformovaných na UBV (nepublikováno), SIMBAD, Bibcode:1986EgUBV ........ 0M.
  3. ^ A b Frasca, A .; et al. (Prosinec 2009), "REM blízké IR a optické fotometrické sledování hvězd hlavní hvězdy v Orionu. Období rotace a parametry hvězdného bodu", Astronomie a astrofyzika, 508 (3): 1313–1330, arXiv:0911.0760, Bibcode:2009A & A ... 508.1313F, doi:10.1051/0004-6361/200913327.
  4. ^ Nordström, B .; et al. (Květen 2004), „Ženevsko-kodaňský průzkum sousedství Solar. Věk, metalíza a kinematické vlastnosti ˜ 14 000 trpaslíků F a G“, Astronomie a astrofyzika, 418: 989–1019, arXiv:astro-ph / 0405198, Bibcode:2004 A & A ... 418..989N, doi:10.1051/0004-6361:20035959.
  5. ^ 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): 31, arXiv:1306.2974, Bibcode:2013ApJ ... 771 ... 40B, doi:10.1088 / 0004-637X / 771/1/40, 40. Viz tabulka 3.
  6. ^ A b C d E Prugniel, P .; et al. (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.
  7. ^ A b Mishenina, T. V .; et al. (Listopad 2012), „Aktivita a hojnost Li u trpaslíků FGK“, Astronomie a astrofyzika, 547: 8, arXiv:1210.6843, Bibcode:2012A & A ... 547A.106M, doi:10.1051/0004-6361/201118412, A106.
  8. ^ „HD 219623“. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2016-03-22.
  9. ^ Helmut A., Abt; Willmarth, Daryl (2006), „Sekundárky primárních solárního typu. I. Radiální rychlosti“, Astrophysical Journal Supplement Series, 162: 207–226, Bibcode:2006ApJS..162..207A, doi:10.1086/498095.
  10. ^ Lépine, Sébastien; Shara, Michael M. (březen 2005), „Katalog severních hvězd s každoročními správnými pohyby většími než 0,15“ (katalog LSPM-SEVER) “, Astronomický deník, 129 (3): 1483–1522, arXiv:astro-ph / 0412070, Bibcode:2005AJ .... 129.1483L, doi:10.1086/427854.
  11. ^ „Barva hvězd“, Dalekohled Austrálie, dosah a vzdělávání, Organizace pro vědecký a průmyslový výzkum společenství, 21. Prosince 2004, archivovány z originál 10. března 2012, vyvoláno 2012-01-16.
  12. ^ Beichman, C. A .; et al. (Prosinec 2006). „Nové disky trosek kolem nedalekých hvězd hlavní posloupnosti: Dopad na přímou detekci planet“. Astrofyzikální deník. 652 (2): 1674–1693. arXiv:astro-ph / 0611682. Bibcode:2006ApJ ... 652.1674B. doi:10.1086/508449.
  13. ^ Lawler, S. M .; et al. (Listopad 2009), „Explorations Beyond the Snow Line: Spitzer / IRS Spectra of Debris Disks Around Sun-type stars“, Astrofyzikální deník, 705 (1): 89–111, arXiv:0909.0058, Bibcode:2009ApJ ... 705 ... 89L, doi:10.1088 / 0004-637X / 705/1/89.