Omicron Pegasi - Omicron Pegasi
| Data pozorování Epocha J2000.0 Rovnodennost J2000.0 | |
|---|---|
| Souhvězdí | Pegas |
| Správný vzestup | 22h 41m 45.39893s[1] |
| Deklinace | +29° 18′ 27.5542″[1] |
| Zdánlivá velikost (PROTI) | +4.80[2] |
| Vlastnosti | |
| Spektrální typ | A1 IV[3] |
| U-B barevný index | +0.035[4] |
| B-V barevný index | −0.013±0.002[2] |
| Astrometrie | |
| Radiální rychlost (R.proti) | +8.5±0.1[2] km / s |
| Správný pohyb (μ) | RA: −0.106[1] mas /rok Prosinec: −31.691[1] mas /rok |
| Paralaxa (π) | 11.4116 ± 0.4055[1] mas |
| Vzdálenost | 290 ± 10 ly (88 ± 3 ks ) |
| Absolutní velikost (M.PROTI) | −0.01[3] |
| Detaily | |
| Hmotnost | 2.24[5] M☉ |
| Zářivost | 104.24[2] L☉ |
| Povrchová gravitace (logG) | 3.77±0.14[5] cgs |
| Teplota | 9,956±338[5] K. |
| Kovovost [Fe / H] | 0.0[3] dex |
| Rychlost otáčení (proti hříchi) | 6.0±0.2[3] km / s |
| Stáří | 184[5] Myr |
| Jiná označení | |
| Odkazy na databáze | |
| SIMBAD | data |
ο Pegasi, Latinsky tak jako Omicron Pegasi, je podezřelý astrometrický binární[7] hvězda systém na severu souhvězdí z Pegas. Má bílý odstín a je viditelný pouhým okem jako slabý bod světla s zdánlivá vizuální velikost +4,80.[2] Vzdálenost k tomuto systému je přibližně 290světelné roky na základě paralaxa,[1] a unáší se dále od Slunce pomocí a radiální rychlost +8,5 km / s.[2]
Viditelná součást má a hvězdná klasifikace z A1 IV,[3] odpovídající a subgiant hvězda který začal ochlazovat, rozšiřovat a rozjasňovat hlavní sekvence. Má velmi úzký řádky kvůli nízké hodnotě projektovaná rychlost otáčení 6 km / s. Množství železa je podobné slunci, zatímco zobrazuje nadbytek těžších prvků. Některé studie naznačují, že se jedná o Jsem jako hvězda.[3] Podle odhadů je společnost Omicron Pegasi stará 184 milionů let, což je 2,24krát více hmota Slunce.[5] Vyzařuje 104[2] krát Svítivost slunce od jeho fotosféra opálení efektivní teplota 9 956 K.[5]
Reference
- ^ A b C d E F Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Souhrn obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na Vezír.
- ^ A b C d E F G 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
- ^ A b C d E F Gray, David F. (duben 2014). "Přesné rychlosti otáčení pro pět pomalu rotujících hvězd". Astronomický deník. 147 (4): 13. Bibcode:2014AJ .... 147 ... 81G. doi:10.1088/0004-6256/147/4/81. 81.
- ^ Mermilliod, J.-C. (1986). Msgstr "Kompilace dat Eggenových UBV, transformovaných na UBV (nepublikováno)". Katalog Eggenových UBV dat. Bibcode:1986EgUBV ........ 0M.
- ^ A b C d E F David, Trevor J .; Hillenbrand, Lynne A. (2015). „Věky hvězd raného typu: Strömgrenovy fotometrické metody kalibrované, ověřené, testované a aplikované na hostitele a potenciální hostitele přímo zobrazených exoplanet“. Astrofyzikální deník. 804 (2): 146. arXiv:1501.03154. Bibcode:2015ApJ ... 804..146D. doi:10.1088 / 0004-637X / 804/2/146.
- ^ "omi Peg". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2019-10-10.
- ^ 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.