RU Lupi - RU Lupi

RU Lupi
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0
SouhvězdíLupus
Správný vzestup15h 56m 42.31154s[1]
Deklinace–37° 49′ 15.5021″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)10.519[2]
Vlastnosti
Spektrální typK7 / M0e[3]
U-B barevný index–0.802[2]
B-V barevný index+0.476[2]
Variabilní typT Tauri -typ
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)–6.4[4] km / s
Správný pohyb (μ) RA: –10.61[1] mas /rok
Prosinec: –26.41[1] mas /rok
Paralaxa (π)8.29 ± 3.55[1] mas
VzdálenostCca. 400ly
(přibližně 120ks )
Detaily
Hmotnost0.6–0.7[5] M☉
Poloměr1.64[5] R☉
Zářivost2.1[6] L☉
Povrchová gravitace (logG)3.9[5] cgs
Teplota3,950[7] K.
Rychlost otáčení (proti hříchi)9[8] km / s
Stáří(2–3) × 106[5] let
Jiná označení
RU Lup, CD −37° 10602, BOKY  78094, HD  142560.[3]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

RU Lupi je hvězdou v souhvězdí z Lupus, který se nachází v mladém Region tvořící hvězdu Lupus. Na základě paralaxa měření, vzdálenost k této hvězdě je asi 400 světelných let (120 ks), i když míra chyby je velká na 43%.[1] The zdánlivá vizuální velikost je 10,5,[2] takže jeho prohlížení by vyžadovalo dalekohled s clona 6 cm, nejlépe však větší.[9]

Tohle je Hvězda T Tauri, což je fáze, kterou prochází nově vytvořená hvězda s nízkou hmotností, než se usadí na hlavní sekvence, kde bude generovat veškerou svou energii pomocí vodíku fúze v jádru. Věk této hvězdy je asi 2–3 miliony let.[5] Zobrazuje náhodné výkyvy svítivosti, včetně variací ultrafialových a rentgenových emisí.[10]

The spektrum hvězdy se zobrazuje emisní potrubí vodíku překrytého normálními spektry hvězdy.[10] To může být způsobeno dopadem nafukujícího se plynu na vnější obálku hvězdy v kombinaci s podpisem silného odtoku vítr blízko hvězdy.[11] Hmotnost se na hvězdu hromadí rychlostí asi (5 ± 2) × 10−8 násobek hmotnosti Slunce za rok.[5]

RU Lupi má odhadovanou hmotnost 0,6–0,7krát větší než hmota Slunce a 1,6násobek Poloměr Slunce.[5] Vyzařuje více než dvojnásobek svítivosti Slunce při efektivní teplota asi 3950 K.[7] RU Lupi je obklopen cirkulárním diskem prachu, který má dohromady hmotnost až 0,032krát větší než hmotnost Slunce. Velikost částic v disku se liší, ale v průřezu se pohybují až do centimetru.[6]

Hvězda pravidelně vystavuje radiální rychlost variace, které se připisují hvězdné skvrny na povrchu hvězdy, na základě korelace mezi radiální rychlostí a inverzním sklonem bisektoru (veličina, která parametrizuje tvar spektrálních čar). Díky časovému období variací je nepravděpodobné, že jsou způsobeny hvězdné pulzace protože by se očekávalo, že k nim dojde v mnohem kratších časových intervalech (spíše než v hodinách), a korelace s inverzním sklonem půlící čáry činí nepravděpodobným, že je zodpovědný obíhající společník, protože reflexní pohyb by nezpůsobil variace profilu čáry.[10]

Reference

  1. ^ 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, S2CID  18759600.
  2. ^ A b C d Kilkenny, D .; et al. (1985), „Optická a infračervená fotometrie jižních hvězd lastury a proměnných před hlavní sekvencí“, Jihoafrický oběžník astronomické observatoře, 9 (9): 55–86, Bibcode:1985SAAOC ... 9 ... 55 tis
  3. ^ A b „HD 142560 - Variabilní hvězda typu Orion“, SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, vyvoláno 2012-01-12
  4. ^ Wilson, Ralph Elmer (1953). Obecný katalog hvězdných radiálních rychlostí. Washington: Carnegie Institution of Washington. Bibcode:1953GCRV..C ...... 0W.
  5. ^ A b C d E F G Herczeg, Gregory J .; et al. (2005), „Profily Loopy ultrafialové linie RU Lupi: narůstání, odtoky a fluorescence“, Astronomický deník, 129 (6): 2777–2791, arXiv:astro-ph / 0504654, Bibcode:2005AJ .... 129.2777H, doi:10.1086/430075, S2CID  1181710
  6. ^ A b Lommen, D .; et al. (Březen 2009), „Velká zrna na discích kolem mladých hvězd: pozorování ATCA WW Chamaeleontis, RU Lupi a CS Chamaeleontis“, Astronomie a astrofyzika, 495 (3): 869–879, arXiv:0812.3849, Bibcode:2009A & A ... 495..869L, doi:10.1051/0004-6361:200810999, S2CID  6837972
  7. ^ A b Stempels, H. C .; Piskunov, N. (2002), "Spektroskopie hvězd T Tauri s UVES. Pozorování a analýza RU Lup", Astronomie a astrofyzika, 391 (2): 595–608, Bibcode:2002 A & A ... 391..595S, doi:10.1051/0004-6361:20020814
  8. ^ Stempels, H. C .; Gahm, G. F .; Petrov, P. P. (leden 2007), „Periodické změny radiální rychlosti v RU Lupi“, Astronomie a astrofyzika, 461 (1): 253–259, arXiv:astro-ph / 0611560, Bibcode:2007A & A ... 461..253S, doi:10.1051/0004-6361:20065268, S2CID  14162626
  9. ^ Sherrod, P. Clay; Koed, Thomas L. (2003), Kompletní příručka amatérské astronomie: Nástroje a techniky pro astronomická pozorování, Astronomy Series, Courier Dover Publications, s. 1. 9, ISBN  0-486-42820-6
  10. ^ A b C Stempels, H. C .; Gahm, G. F .; Petrov, P. P. (2007). "Periodické změny radiální rychlosti v RU Lupi". Astronomie a astrofyzika. 461 (1): 253–259. arXiv:astro-ph / 0611560. Bibcode:2007A & A ... 461..253S. doi:10.1051/0004-6361:20065268. S2CID  14162626.
  11. ^ Podio, L .; et al. (Březen 2008), „Sledování původu povolených emisních linek v RU Lupi v měřítku AU“, Astronomie a astrofyzika, 480 (2): 421–430, arXiv:0711.2596, Bibcode:2008A & A ... 480..421P, doi:10.1051/0004-6361:20078694, S2CID  13892816