Ypsilon4 Eridani
| Ypsilon4 Eridani (υ4) | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Eridanus |
| Rektascension | 04t 17m 53,66241s[1] |
| Deklination | -33° 47′ 54,0569″[1] |
| Skenbar magnitud () | +3,56[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | B8 V + B9.5 V[3] |
| B–V | -0,12[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +17,6[4] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: +62,52[1] mas/år Dek.: -7,24[1] mas/år |
| Parallax () | 18,33 ± 0,15[1] |
| Avstånd | 178 ± 1 lå (54,6 ± 0,4 pc) |
| Absolut magnitud () | -0,20[5] |
| Detaljer | |
| Massa | 3,17 ± 0,07[6] M☉ |
| Radie | 2,32 ± 0,18[6] R☉ |
| Luminositet | 100,6 ± 4,3[6] L☉ |
| Temperatur | 12 930 ± 440[7] K |
| Metallicitet | -0,23[7] dex |
| Vinkelhastighet | 19[7] km/s |
| Ålder | 146[7] miljoner år |
| Andra beteckningar | |
| υ4 Eri, 41 Eridani, CD-34° 1614, HD 27376, HIP 20042, HR 1347, SAO 194902. [8] | |
Ypsilon4 Eridani (υ4 Eridani, förkortat Ypsilon4 Eri, υ4 Eri) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en dubbelstjärna belägen i den östra delen av stjärnbilden Eridanus. Den har en kombinerad skenbar magnitud på 3,56[2] och är synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 18,3[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 178 ljusår (ca 55 parsek) från solen.
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]Primärstjärnan Ypsilon4 Eridani A är en blå till vit stjärna i huvudserien av spektralklass B8 V[3]. Den har en massa som är ca 3,4[6] gånger större än solens massa, en radie som är ca 2,3[6] gånger större än solens och utsänder från dess fotosfär ca 100[6] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur på ca 12 930[7] K.
Ypsilon4 Eridani är en dubbelsidig spektroskopisk dubbelstjärna,[9] vilket innebär att de Dopplerskiftade spektrallinjerna i båda stjärnorna kan särskiljas. Paret har ett cirkulärt omlopp med en period på 5 dygn. Följeslagaren är av spektralklass B9.5 V.[3] Båda stjärnorna visar särdrag av kvicksilver och mangan i deras spektrum,[10] och deras egenskaper är nästan identiska.[6] Rotationshastigheten för de två stjärnorna är synkroniserad med dess omloppsperiod.[6] Det är möjligt att en närliggande stjärna av spektraltyp K också är relaterad till paret.[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] 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] Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (September 2008), "A catalogue of multiplicity among bright stellar systems", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389 (2): 869–879, arXiv:0806.2878 , Bibcode:2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x.
- ^ Evans, D. S. (June 20–24, 1966), Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick, eds., "The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities", Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30, University of Toronto: International Astronomical Union, Bibcode:1967IAUS...30...57E.
- ^ Hubrig, S.; et al. (June 2001), "Search for low-mass PMS companions around X-ray selected late B stars", Astronomy and Astrophysics, 372: 152−164, arXiv:astro-ph/0103201 , Bibcode:2001A&A...372..152H, doi:10.1051/0004-6361:20010452.
- ^ [a b c d e f g h] Hummel, Christian A.; et al. (March 2017), "The orbit of the mercury-manganese binary 41 Eridani", Astronomy & Astrophysics, 600 (L5): 6, arXiv:1703.07668 , Bibcode:2016SPIE.9907E..0QH, doi:10.1117/12.2231859.
- ^ [a b c d e] 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.
- ^ "* ups04 Eri -- Spectroscopic binary". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2016-10-13.
- ^ Chini, R.; et al. (2012), "A spectroscopic survey on the multiplicity of high-mass stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 424 (3): 1925, arXiv:1205.5238 , Bibcode:2012MNRAS.424.1925C, doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21317.x.
- ^ Hubrig, S.; et al. (November 2012), "Magnetic fields of HgMn stars", Astronomy & Astrophysics, 547: 24, arXiv:1208.2910 , Bibcode:2012A&A...547A..90H, doi:10.1051/0004-6361/201219778, A90.
