Epsilon Ceti
| Epsilon Ceti (ε) | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Valfisken (stjärnbild) |
| Rektascension | 02t 39m 33,82853s[1] |
| Deklination | +11° 52′ 19,7132″[1] |
| Skenbar magnitud () | +4,84[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | F2 V + F37/G4 V[3] |
| U–B | -0,02[2] |
| B–V | +0,45[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | 15,49 ± 0,19[4] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: +161,620[1] mas/år Dek.: -230,53[1] mas/år |
| Parallax () | 35,1 ± 1,0[1] |
| Avstånd | 93 ± 3 lå (28,5 ± 0,8 pc) |
| Absolut magnitud () | +2,68[5] |
| Detaljer | |
| Massa | 1,37 ± 0,09[3] M☉ |
| Radie | 1,69[4] R☉ |
| Luminositet | 7,17[5] L☉ |
| Temperatur | 6 537 ± 222[6] K |
| Metallicitet | -0,16 ± 0,03[5] dex |
| Ålder | 1,8[6] miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| ε Cet, 83 Ceti, BD-12° 501, HD 16620, HIP 12390, HR 781, SAO 148528. [7] | |
Epsilon Ceti (ε Ceti, förkortat Epsilon Cet, ε Cet) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en dubbelstjärna belägen i den östra delen av stjärnbilden Valfisken (stjärnbild). Den har en kombinerad skenbar magnitud på 4,84[2] och är svagt synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 35,1[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 93 ljusår (ca 29 parsek) från solen.
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]Primärstjärnan, Epsilon Ceti A, är en gulvit stjärna i huvudserien av spektralklass F2 V[3]. Den har en uppskattad massa som är ca 1,4[3] gånger större än solens massa, en radie som är ca 1,7[4] gånger större än solens och utsänder från dess fotosfär ca 7[5] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur på ca 6 540[6] K.
Epsilon Ceti är en spektroskopisk dubbelstjärna med en omloppsperiod på 2,65 år och en excentricitet på 0,23. Halva storaxeln i omloppsbanan är 0,11 AE eller 11 procent av avståndet mellan solen och jorden. Följeslagarens spektrum kan inte lätt separeras från primärstjärnans, så dess typ kan endast uppskattas som en stjärna i huvudserien i intervallet mellan klasserna F7V och G4V,[3] och dess massa är ungefär lika med solens massa.[3]
Källor
[redigera | redigera wikitext]- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.
Referenser
[redigera | redigera wikitext]- ^ [a b c d e f] van Leeuwen, F. (2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752 , Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ^ [a b c d] Mermilliod, J.-C. (1986), "Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished)", Catalogue of Eggen's UBV data, SIMBAD, Bibcode:1986EgUBV........0M.
- ^ [a b c d e f] Docobo, J. A.; Andrade, M. (2013), "Dynamical and physical properties of 22 binaries discovered by W. S. Finsen", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 428 (1): 321–339, Bibcode:2013MNRAS.428..321D, doi:10.1093/mnras/sts045.
- ^ [a b c] https://www.universeguide.com/star/epsilonceti. Hämtad 2017-12-26.
- ^ [a b c d] Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971 , Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015.
- ^ [a b c] David, Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A. (2015), "The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets", The Astrophysical Journal, 804 (2): 146, arXiv:1501.03154 , Bibcode:2015ApJ...804..146D, doi:10.1088/0004-637X/804/2/146.
- ^ "eps Cet -- Spectroscopic binary", SIMBAD Astronomical Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, hämtad 2017-02-04.
