Tau Ursae Majoris
| Tau Ursae Majoris (τ) | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Stora Björnen |
| Rektascension | 09t 10m 55,06553s[1] |
| Deklination | 63° 30′ 49,0553″[1] |
| Skenbar magnitud () | + 4,66[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | kA5hF0mF5 II[3] |
| U–B | +0,14[2] |
| B–V | +0,35[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -9,80 ± 0,30[4] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: +102,37[1] mas/år Dek.: -63,55[1] mas/år |
| Parallax () | 25,82 ± 0,54[1] |
| Avstånd | 126 ± 3 lå (38,7 ± 0,8 pc) |
| Absolut magnitud () | +1,73[5] |
| Detaljer | |
| Massa | 1,8 ± 0,1[6] M☉ |
| Luminositet | 16[7] L☉ |
| Temperatur | 7 343 ± 100[8] K |
| Metallicitet | +0,57 ± 0,15[8] dex |
| Vinkelhastighet | 4,21[9] km/s |
| Andra beteckningar | |
| τ UMa, 14 Ursae Majoris, BD + 64° 723, FK5 2727, HD 78362, HIP 45075, HR 3624, SAO 14796, WDS J09109 + 6331A.[10] | |
Tau Ursae Majoris (τ Ursae Majoris, förkortat Tau UMa, τ UMa) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en visuell dubbelstjärna belägen i den nordvästra delen av stjärnbilden Stora Björnen. Den har en skenbar magnitud på 4,66[2] och är synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 25,8 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 126 ljusår (ca 39 parsek) från solen. På detta avstånd minskar den skenbara magnituden med en skymningsfaktor på 0,19 beroende på interstellärt stoft.[8]
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]Primärstjärnan Tau Ursae Majoris A är en utvecklad ljusstark jättestjärna av spektralklass kA5hF0mF5 II[3]. Den har en massa som är ca 80[6] procent större än solens massa och utsänder från dess fotosfär ca 16[7] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur på ca 7 340[8] K.
Spektralklassen för Tau Ursae Majoris A indikerar att stjärnans spektrum visar K-linjen för en A5-stjärna, vätelinjen för en F0-stjärna och en F5-stjärnas metallinjer.[11] Den är en utvecklad Am-stjärna av ρ Puppistyp, en klass av utvecklade stjärnor som visar Am-kemiska särdrag.[12] Den ligger i den instabila delen av Hertzsprung-Russell-diagrammet, men anses inte vara variabel.[6]
Tau Ursae Majoris är en enkelsidig spektroskopisk dubbelstjärna med en omloppsperiod på 2,9 år och en excentricitet på 0,48.[13]
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] Gray, R. O.; et al. (July 2006), "Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: spectroscopy of stars earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample", The Astronomical Journal, 132 (1): 161–170, arXiv:astro-ph/0603770, Bibcode:2006AJ....132..161G, doi:10.1086/504637.
- ^ de Bruijne, J. H. J.; Eilers, A.-C. (October 2012), "Radial velocities for the HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion project", Astronomy & Astrophysics, 546: 14, arXiv:1208.3048, Bibcode:2012A&A...546A..61D, doi:10.1051/0004-6361/201219219, A61.
- ^ 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] Burkhart, C.; et al. (January 2005), "The field Am and ρ Puppis-like stars: Lithium and heavier elements", Astronomy and Astrophysics, 429: 1043−1049, Bibcode:2005A&A...429.1043B, doi:10.1051/0004-6361:20040467.
- ^ [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.
- ^ [a b c d] Koleva, M.; Vazdekis, A. (February 2012), "Stellar population models in the UV. I. Characterisation of the New Generation Stellar Library", Astronomy & Astrophysics, 538: A143, arXiv:1111.5449, Bibcode:2012A&A...538A.143K, doi:10.1051/0004-6361/201118065.
- ^ Royer, F.; et al. (October 2002), "Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i", Astronomy and Astrophysics, 393: 897−911, arXiv:astro-ph/0205255, Bibcode:2002A&A...393..897R, doi:10.1051/0004-6361:20020943.
- ^ "tau UMa -- Spectroscopic binary", SIMBAD Astronomical Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, hämtad 2017-02-25.
- ^ Gray, Richard O.; Corbally, J. (2009), Stellar Spectral Classification, Princeton University Press, p. 178, ISBN 0691125112.
- ^ Zaremba, D. (1979), "On the determination of the stellar chemical composition. I - Tau UMa", Acta Astronomica, 29 (4): 573−586,
- ^ Pourbaix, D.; Tokovinin, A. A.; Batten, A. H.; Fekel, F. C.; Hartkopf, W. I.; et al. (2004), "SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits", Astronomy & Astrophysics, 424 (2): 727, arXiv:astro-ph/0406573, Bibcode:2004A&A...424..727P, doi:10.1051/0004-6361:20041213.
