Omega Serpentis - Omega Serpentis
| Data pozorování Epocha J2000.0 Rovnodennost J2000.0 (ICRS ) | |
|---|---|
| Souhvězdí | Hadi |
| Správný vzestup | 15h 50m 17.54635s[1] |
| Deklinace | +02° 11′ 47.4362″[1] |
| Zdánlivá velikost (PROTI) | +5.22[2] |
| Vlastnosti | |
| Spektrální typ | G8 III[3] |
| U-B barevný index | +0.805[2] |
| B-V barevný index | +1.02[2] |
| Astrometrie | |
| Radiální rychlost (R.proti) | −3.11±0.08[4] km / s |
| Správný pohyb (μ) | RA: +29.15[1] mas /rok Prosinec: −47.31[1] mas /rok |
| Paralaxa (π) | 11.93 ± 0.28[1] mas |
| Vzdálenost | 273 ± 6 ly (84 ± 2 ks ) |
| Absolutní velikost (M.PROTI) | +0.49[3] |
| Detaily[4] | |
| Hmotnost | 1.20±0.24 M☉ |
| Poloměr | 10.48±0.52 R☉ |
| Zářivost | 69 L☉ |
| Povrchová gravitace (logG) | 2.88±0.03 cgs |
| Teplota | 4,797±16 K. |
| Kovovost [Fe / H] | −0.26±0.02 dex |
| Rychlost otáčení (proti hříchi) | 0.99±0.98 km / s |
| Stáří | 3.94±2.16 Gyr |
| Jiná označení | |
| Odkazy na databáze | |
| SIMBAD | data |
Omega Serpentis (ω Ser, ω Serpentis) je osamělý[6] hvězda v části Serpens Caput v rovníku souhvězdí z Hadi. Je viditelný pouhým okem pomocí zdánlivá vizuální velikost +5,22.[2] Založeno na ročním posun paralaxy ze dne 11.93mas jak je vidět ze Země, nachází se asi 273světelné roky z slunce. V této vzdálenosti je jeho vizuální velikost snížena o faktor zániku 0,19 z důvodu mezihvězdný prach.[4] Je členem Ursa Major Stream, ležící mezi vnějšími částmi nebo koronou tohoto pohybující se skupina hvězd, které zhruba sledují společný směr vesmíru.[7]
S odhadovaným věkem kolem čtyř miliard let[4] Omega Serpentis je vyvinul Typ G. obří hvězda s hvězdná klasifikace G8 III.[3] Je to červený shluk obr, což znamená, že v jádru generuje energii jadernou fúzí hélia.[8] Hvězda má odhadem 120% Hmota Slunce ale rozšířil se na 10,48krát více poloměr Slunce. Vyzařuje 69krát sluneční svítivost od jeho fotosféra opálení efektivní teplota 4 797 K.[4]
Planetární systém
Připomínky učiněné v letech 2001–2003 Okayama Planet Search Program ukázal, že Omega Serpentis pravidelně prochází radiální rychlost variace s předběžným odhadem období 312,3 dnů.[9] Po tomto oznámení v roce 2005 byla provedena další pozorování, která byla nejlépe vysvětlena planetou po a Kepleriánská dráha. Tento společník má odhad oběžná doba 277 dnů, a poloviční osa ze dne 1.1AU a excentricita 0,1.[3]
Protože sklon orbity není známa, lze určit pouze spodní mez hmotnosti planety. Objekt má nejméně 170% násobek hodnoty hmotnost Jupitera. Tyto hodnoty pro polomajorovou osu a planetární hmotu jsou však založeny na adoptované hvězdné hmotnosti 2,17násobku hmotnosti Slunce.[3] Novější výsledky od Jofré et al. (2015) uvádějí nižší odhad hmotnosti hvězd 1,20 hmotností Slunce.[4]
| Společník (v pořadí od hvězdy) | Hmotnost | Poloviční osa (AU ) | Oběžná doba (dnů ) | Excentricita | Sklon | Poloměr |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | ≥ 1.7 MJ | 1.1 | 277.02+0.52 −0.51 | 0.106+0.079 −0.069 | — | — |
Reference
- ^ 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.
- ^ A b C d Mermilliod, J.-C. (1986), „Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (nepublikováno)“, Katalog Eggenových UBV dat, Bibcode:1986EgUBV ........ 0M.
- ^ A b C d E F Sato, Bun'ei; Omiya, Masashi; Harakawa, Hiroki; Liu, Yu-Juan; et al. (Srpen 2013), „Planetární společníci tří vyvinutých hvězd střední hmoty: HD 2952, HD 120084 a omega Serpentis“, Publikace Astronomické společnosti Japonska, 65 (4): 12, arXiv:1304.4328, Bibcode:2013 PASJ ... 65 ... 85S, doi:10.1093 / pasj / 65.4.85, S2CID 119248666, 85.
- ^ A b C d E F Jofré, E .; et al. (2015), „Hvězdné parametry a chemická hojnost 223 vyvinutých hvězd s planetami i bez nich“, Astronomie a astrofyzika, 574: A50, arXiv:1410.6422, Bibcode:2015A & A ... 574A..50J, doi:10.1051/0004-6361/201424474, S2CID 53666931, A50.
- ^ "ome ser". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2017-03-23.
- ^ 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.
- ^ Chupina, N.V .; et al. (Červen 2006), „Kinematická struktura korony hlavního toku Ursa nalezená pomocí správných pohybů a radiálních rychlostí jednotlivých hvězd“, Astronomie a astrofyzika, 451 (3): 909–916, Bibcode:2006A & A ... 451..909C, doi:10.1051/0004-6361:20054009.
- ^ Puzeras, E .; et al. (Říjen 2010), „Spektroskopická studie s vysokým rozlišením červených hvězdokup v Galaxii: prvky skupiny železa“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 408 (2): 1225–1232, arXiv:1006.3857, Bibcode:2010MNRAS.408.1225P, doi:10.1111 / j.1365-2966.2010.17195.x, S2CID 44228180.
- ^ Sato, Bun'ei; et al. (Únor 2005), „Variabilita radiální rychlosti gigantů typu G: První tři roky programu hledání planety Okajama“, Publikace Astronomické společnosti Japonska, 57 (1): 97–107, Bibcode:2005 PASJ ... 57 ... 97S, doi:10.1093 / pasj / 57.1.97.