Psi Serpentis
| Psi Serpentis (ψ) | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Ormen |
| Rektascension | 15t 44m 01,82075s[1] |
| Deklination | 02° 30′ 54,6340″[1] |
| Skenbar magnitud () | +5,84[2] + 12,00[3] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | G5 V[4] + (M3 + M3)[5] |
| U–B | +0,23[2] |
| B–V | +0,68[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +17,93 ± 0,89[6] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -43,11[1] mas/år Dek.: -143,57[1] mas/år |
| Parallax () | 68,22 ± 0,66[1] |
| Avstånd | 47,8 ± 0,5 lå (14,7 ± 0,1 pc) |
| Absolut magnitud () | +5,03[4] |
| Detaljer | |
| Massa | 0,993 ± 0,007[6] M☉ |
| Radie | 1,00 ± 0,03[7] R☉ |
| Luminositet | 0,98[8] L☉ |
| Temperatur | 5 683 ± 5[6] K |
| Metallicitet | 0,036 ± 0,006[6] dex |
| Vinkelhastighet | 11,01[9] km/s |
| Ålder | 3,2[6] miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| ψ Ser, 23 Serpentis, BD+02° 2989, FK5 3248, GJ 9527, HD 140538, HIP 77052, HR 5853, SAO 121152. [10] | |
Psi Serpentis (ψ Serpentis, förkortat Psi Ser, ψ Ser) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en trippelstjärna[5] belägen i den södra delen av stjärnbilden Ormen, i den del som representerar ”ormens huvud” (Serpens Caput). Den har en skenbar magnitud på 5,84[2] och är synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 68,2[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 48 ljusår (ca 15 parsek) från solen. Den befann sig närmast solen för omkring 585 000 år sedan då den gjorde perihelionpassage på ett uppskattat avstånd av 23,27 ljusår.[11]
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]Primärstjärnan Psi Serpentis A är en gul till vit stjärna i huvudserien av spektralklass G5 V.[4] Den har en massa och en radie som båda är av ungefär samma storlek som solens[6][7] och utsänder från dess fotosfär ungefär samma mängd[8] energi som solen vid en effektiv temperatur på ca 5 680[6] K. Den är analog med solen men dess fysikaliska egenskaper skiljer sig tillräckligt för att inte betraktas som en tvilling.[4]
Den kända följeslagaren Psi Serpentis B har magnitud 12,00 och var 2013 separerad med 4,6 bågsekunder från primärstjärnan vid en positionsvinkel på 18°.[3] År 2015 upplöstes denna komponent med interferometri till en dubbelstjärna med en separation på 0,22 bågsekunder, vilket motsvarar en projicerad separation på 3 AE. Båda komponenterna, Psi Serpentis Ba och Psi Serpentis Bb, är sannolikt röda dvärgstjärnor av ungefär spektralklass M3 och med massor som är ca 25 procent av solens massa.[5] De har en preliminär omloppsperiod på ca 6 år.[12]
Referenser
[redigera | redigera wikitext]- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.
Noter
[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] Mason, B. D.; et al. (2014), "The Washington Visual Double Star Catalog", The Astronomical Journal, 122: 3466–3471, Bibcode:2001AJ....122.3466M, doi:10.1086/323920.
- ^ [a b c d] Mahdi, D.; et al. (March 2016), "Solar twins in the ELODIE archive", Astronomy & Astrophysics, 587: 9, arXiv:1601.01599 , Bibcode:2016A&A...587A.131M, doi:10.1051/0004-6361/201527472, A131.
- ^ [a b c] Rodriguez, David R.; et al. (May 2015), "Stellar multiplicity and debris discs: an unbiased sample", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 449 (3): 3160–3170, arXiv:1503.01320 , Bibcode:2015MNRAS.449.3160R, doi:10.1093/mnras/stv483.
- ^ [a b c d e f] Ramírez, I.; et al. (December 2014), "The Solar Twin Planet Search. I. Fundamental parameters of the stellar sample", Astronomy & Astrophysics, 572: 19, arXiv:1408.4130 , Bibcode:2014A&A...572A..48R, doi:10.1051/0004-6361/201424244, A48.
- ^ [a b] Takeda, Genya; et al. (February 2007), "Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. II. Physical Properties of ~1000 Cool Stars from the SPOCS Catalog", The Astrophysical Journal Supplement Series, 168 (2): 297–318, arXiv:astro-ph/0607235 , Bibcode:2007ApJS..168..297T, doi:10.1086/509763.
- ^ [a b] McDonald, I.; et al. (2012), "Fundamental Parameters and Infrared Excesses of Hipparcos Stars", 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.
- ^ Martínez-Arnáiz, R.; et al. (September 2010), "Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity. An estimation of the radial velocity jitter", Astronomy and Astrophysics, 520: A79, arXiv:1002.4391 , Bibcode:2010A&A...520A..79M, doi:10.1051/0004-6361/200913725.
- ^ "psi Ser". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2017-03-23.
- ^ Bailer-Jones, C. A. L. (March 2015), "Close encounters of the stellar kind", Astronomy & Astrophysics, 575: 13, arXiv:1412.3648 , Bibcode:2015A&A...575A..35B, doi:10.1051/0004-6361/201425221, A35.
- ^ Tokovinin, Andrei; Horch, Elliott P. (November 2016), "Speckle Interferometry of Secondary Components in Nearby Visual Binaries", The Astronomical Journal, 152 (5): 7, arXiv:1608.06586 , Bibcode:2016AJ....152..116T, doi:10.3847/0004-6256/152/5/116, 116.
