Пси Серпентис
| Данные наблюдений Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 ( ICRS ) | |
|---|---|
| Созвездие | Змеи |
| прямое восхождение | 15 ч 44 м 01,82075 с [1] |
| Склонение | +02° 30′ 54.6340″ [1] |
| Видимая звездная величина (V) | 5,84 [2] + 12,00 [3] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | Г5 В [4] + (М3 + М3) [5] |
| Цветовой индекс U−B | +0,23 [2] |
| Цветовой индекс B−V | +0,68 [2] |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | +17,93 ± 0,89 [6] км/с |
| Собственное движение (μ) | RA: -43,11 [1] мсек / год Декабрь: -143,57 [1] мс / год |
| Параллакс (π) | 68,22 ± 0,66 мсд [1] |
| Расстояние | 47,8 ± 0,5 св. лет (14,7 ± 0,1 пк ) |
| Абсолютная величина (M V ) | +5.03 [4] |
| Орбита [7] | |
| Начальный | ψ Сер А |
| Компаньон | ψ Сер Б |
| Период (П) | 900 лет |
| Большая полуось (а) | 7.20″ |
| Эксцентриситет (e) | 0,435 ± 0,030 |
| Наклон (i) | 138,1 ± 1,5° |
| Долгота узла (Ω) | 54,9 ± 7,4° |
| Эпоха периастра (T) | Б 1936,1 ± 9,9 |
| Аргумент периастра (ω) (вторичный) | 330,9 ± 3,4° |
| Орбита [7] | |
| Начальный | ψ Сер Ба |
| Компаньон | ψ Сер Bb |
| Период (П) | 6,57 ± 0,29 года |
| Большая полуось (а) | 0,189 ± 0,008″ |
| Эксцентриситет (e) | 0,357 ± 0,038 |
| Наклон (i) | 70,4° |
| Долгота узла (Ω) | 21,4 ± 2,7° |
| Эпоха периастра (T) | Б 2020.09 ± 0,08 |
| Аргумент периастра (ω) (вторичный) | 230,0 ± 9,3° |
| Подробности [6] | |
| ψ Сер А | |
| Масса | 0,993 ± 0,007 М ☉ |
| Радиус | 1,00 ± 0,03 [8] Р ☉ |
| Светимость | 0,98 [9] Л ☉ |
| Поверхностная гравитация (log g ) | 4,48 ± 0,02 сГС |
| Температура | 5,683 ± 5 К |
| Металличность [Fe/H] | 0,036 ± 0,006 декс |
| Скорость вращения ( v sin i ) | 11,01 [10] км/с |
| Возраст | 3.2 млрд лет |
| ψ Сер Ба | |
| Масса | 0,26 [7] М ☉ |
| ψ Сер Bb | |
| Масса | 0,24 [7] М ☉ |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
Psi Serpentis (ψ Ser, ψ Serpentis) — тройная звёздная [5] система в пределах части Serpens Caput экваториального созвездия Serpens . На основании годового смещения параллакса в 68,22 mas , наблюдаемого с Земли, [1] она расположена примерно в 47,8 световых годах от Солнца . Эта система приблизилась к Солнцу ближе всего около 585 000 лет назад, когда она прошла перигелий на предполагаемом расстоянии 23,27 ly (7,134 пк). [12] Psi Serpentis слабо видна невооружённым глазом с видимой визуальной величиной 5,84. [2]
Эту систему можно разделить на два компонента, которые вращаются вокруг друг друга с периодом 528,79 лет и эксцентриситетом 0,146. [13] Основной компонент, компонент A, представляет собой желтоватую звезду главной последовательности G-типа со звездной классификацией G5 V. Это солнечный аналог , но его физические свойства достаточно отличаются от Солнца, чтобы не считаться солнечным близнецом . [4] Звезда имеет предполагаемую массу 99,3% массы Солнца , [6] и совпадает с радиусом Солнца в пределах погрешности . [8] Она излучает 98% [9] солнечной светимости из своей фотосферы при эффективной температуре 5683 К. [6]
При наблюдении с 1997 по 2000 год первичный компонент, по-видимому, переходил из состояния минимума Маундера в состояние циклической магнитной активности . [14] Он развил четырехлетний цикл активности. В период 2000–2004 годов он показал сильный цикл активности с небольшой корреляцией между фотометрическими изменениями и поверхностной активностью. За этим последовал более плоский цикл активности с 2004 по 2008 год, который показал обратное изменение яркости с уровнем активности. Разница в двух циклах может указывать на изменение от доминирования факелов к доминированию пятен звезд в вариациях светимости. [15]
Известный вторичный компонент, компонент B, имеет звездную величину 12,00 и находится на угловом расстоянии 4,6 угловых секунд от первичного вдоль позиционного угла 18° по состоянию на 2013 год. [3] В 2015 году этот компонент был разрешен с помощью интерферометрии в двойную звездную систему с разделением 0,22 угловых секунд, что соответствует прогнозируемому разделению 3 а.е. Оба компонента, Ba и Bb, вероятно, являются красными карликами примерно класса M3 [5] с массами, близкими к четверти массы Солнца. [7] Их орбитальный период оценивается в 6,57 лет, а эксцентриситет умеренно высок, на уровне 0,357. [7] Орбита Ba и Bb не компланарна их орбите вокруг A. [7]
Ссылки
- ^ abcdef van Leeuwen, F. (2007), «Проверка новой редукции Hipparcos», Astronomy and Astrophysics , 474 (2): 653– 664, arXiv : 0708.1752 , Bibcode : 2007A&A...474..653V, doi : 10.1051/0004-6361:20078357, S2CID 18759600.
- ^ abcd Mermilliod, J.-C. (1986), «Компиляция данных UBV Эггена, преобразованных в UBV (неопубликовано)», Каталог данных UBV Эггена , SIMBAD , Bibcode : 1986EgUBV........0M.
- ^ ab Mason, BD; et al. (2014), «Визуальный каталог двойных звезд Вашингтона», The Astronomical Journal , 122 (6): 3466– 3471, Bibcode : 2001AJ....122.3466M, doi : 10.1086/323920 .
- ^ abc Mahdi, D.; et al. (март 2016 г.), «Солнечные близнецы в архиве ELODIE», Astronomy & Astrophysics , 587 : 9, arXiv : 1601.01599 , Bibcode : 2016A&A...587A.131M, doi : 10.1051/0004-6361/201527472, S2CID 119205608, A131.
- ^ abc Родригес, Дэвид Р. и др. (май 2015 г.), «Звездная множественность и диски обломков: несмещенная выборка», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 449 (3): 3160–3170 , arXiv : 1503.01320 , Bibcode : 2015MNRAS.449.3160R, doi : 10.1093/mnras/stv483 , S2CID 119237891.
- ^ abcd Ramírez, I.; et al. (декабрь 2014 г.), «Поиск планеты-близнеца Солнца. I. Фундаментальные параметры звездной выборки», Astronomy & Astrophysics , 572 : 19, arXiv : 1408.4130 , Bibcode : 2014A&A...572A..48R, doi : 10.1051/0004-6361/201424244, S2CID 46964342, A48.
- ^ abcdefg Токовинин, А. (2021), «Внутренние и внешние орбиты в 13 разрешенных иерархических звездных системах», Астрономический журнал , 161 (3): 144, arXiv : 2101.02976 , Bibcode : 2021AJ....161..144T, дои : 10.3847/1538-3881/abda42 , S2CID 231419112
- ^ ab Takeda, Genya; et al. (февраль 2007 г.), «Структура и эволюция близких звезд с планетами. II. Физические свойства ~1000 холодных звезд из каталога SPOCS», Серия приложений к астрофизическому журналу , 168 (2): 297– 318, arXiv : astro-ph/0607235 , Bibcode : 2007ApJS..168..297T, doi : 10.1086/509763, S2CID 18775378.
- ^ ab McDonald, I.; et al. (2012), «Фундаментальные параметры и инфракрасные избытки звезд Hipparcos», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 427 (1): 343–57 , arXiv : 1208.2037 , Bibcode : 2012MNRAS.427..343M, doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x , S2CID 118665352.
- ^ Мартинес-Арнаис, Р.; и др. (сентябрь 2010 г.), «Хромосферная активность и вращение звезд FGK в окрестностях Солнца. Оценка дрожания радиальной скорости» (PDF) , Astronomy and Astrophysics , 520 : A79, arXiv : 1002.4391 , Bibcode :2010A&A...520A..79M, doi :10.1051/0004-6361/200913725, S2CID 43455849, архивировано из оригинала (PDF) 22.09.2017 , извлечено 04.11.2018 .
- ^ "пси-сер". СИМБАД . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 23 марта 2017 г.
{{cite web}}: CS1 maint: постскриптум ( ссылка ) - ^ Бейлер-Джонс, CAL (март 2015 г.), «Близкие контакты звездного рода», Astronomy & Astrophysics , 575 : 13, arXiv : 1412.3648 , Bibcode : 2015A&A...575A..35B, doi : 10.1051/0004-6361/201425221, S2CID 59039482, A35.
- ^ Гейтвуд, Г.; Мейсон, Б. Д. (2013), Информационный циркуляр № 181 (PDF) , Комиссия Международного астрономического союза 26 (Двойные звезды), стр. 1, архивировано из оригинала (PDF) 21 декабря 2016 г. , извлечено 25 марта 2017 г.
- ^ Холл, Джеффри К. и др. (март 2007 г.), «Активность и изменчивость Солнца и звезд солнечного типа. I. Синоптические наблюдения Ca II H и K», The Astronomical Journal , 133 (3): 862– 881, Bibcode : 2007AJ....133..862H, doi : 10.1086/510356.
- ^ Холл, Джеффри К. и др. (июль 2009 г.), «Активность и изменчивость Солнца и звезд, подобных Солнцу. II. Современная фотометрия и спектроскопия ярких солнечных аналогов», The Astronomical Journal , 138 (1): 312– 322, Bibcode : 2009AJ....138..312H, CiteSeerX 10.1.1.216.9004 , doi : 10.1088/0004-6256/138/1/312, S2CID 12332945.
Внешние ссылки
- АРИКНС
