Омега Серпентис - Omega Serpentis
| Данные наблюдений Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 (ICRS ) | |
|---|---|
| Созвездие | Змеи |
| Прямое восхождение | 15час 50м 17.54635s[1] |
| Склонение | +02° 11′ 47.4362″[1] |
| Видимая величина (V) | +5.22[2] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | G8 III[3] |
| U − B индекс цвета | +0.805[2] |
| B − V индекс цвета | +1.02[2] |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (Рv) | −3.11±0.08[4] км / с |
| Правильное движение (μ) | РА: +29.15[1] мас /год Декабрь: −47.31[1] мас /год |
| Параллакс (π) | 11.93 ± 0.28[1] мас |
| Расстояние | 273 ± 6 лы (84 ± 2 ПК ) |
| Абсолютная величина (MV) | +0.49[3] |
| Подробности[4] | |
| Масса | 1.20±0.24 M☉ |
| Радиус | 10.48±0.52 р☉ |
| Яркость | 69 L☉ |
| Поверхностная гравитация (бревнограмм) | 2.88±0.03 cgs |
| Температура | 4,797±16 K |
| Металличность [Fe / H] | −0.26±0.02 dex |
| Скорость вращения (v грехя) | 0.99±0.98 км / с |
| Возраст | 3.94±2.16 Гыр |
| Прочие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| SIMBAD | данные |
Омега Серпентис (ω Ser, ω Serpentis) - уединенная[6] звезда в пределах части Serpens Caput экваториальной созвездие из Змеи. Это видно невооруженным глазом при видимая визуальная величина +5,22.[2] На основе годового сдвиг параллакса из 11,93мас если смотреть с Земли, он находится примерно в 273световых лет от солнце. На таком расстоянии его визуальная величина уменьшается на коэффициент вымирания 0,19 из-за межзвездная пыль.[4] Он является членом Ручей Большой Медведицы, лежащий между внешними частями или короной этого движущаяся группа звезд, которые примерно следуют в космосе общим курсом.[7]
При предполагаемом возрасте около четырех миллиардов лет,[4] Омега Серпентис - это развился G-тип гигантская звезда с звездная классификация G8 III.[3] Это красный комок гигант, что означает, что он генерирует энергию в своем ядре за счет ядерного синтеза гелия.[8] У звезды около 120% Масса Солнца но увеличился в 10,48 раз радиус Солнца. Он излучает в 69 раз больше солнечная светимость из его фотосфера загар эффективная температура 4797 тыс.[4]
Планетная система
Наблюдения, сделанные в 2001–2003 гг. Программа поиска планеты Окаяма показали, что Omega Serpentis подвергается периодической радиальная скорость вариации с предварительной оценкой периода 312,3 дня.[9] После этого объявления в 2005 году были проведены дальнейшие наблюдения, которые лучше всего объяснялись планетой, следующей за Кеплеровская орбита. У этого собеседника есть приблизительное орбитальный период 277 дней, большая полуось из 1,1Австралия, и эксцентриситет 0,1.[3]
Поскольку склонность орбиты неизвестно, можно определить только нижнюю границу массы планеты. Объект имеет не менее 170% раз больше масса Юпитера. Однако эти значения для большой полуоси и массы планеты основаны на принятой звездной массе в 2,17 раза больше массы Солнца.[3] Более свежие результаты Jofré et al. (2015) дают более низкую оценку звездной массы в 1,20 массы Солнца.[4]
| Компаньон (по порядку от звезды) | Масса | Большая полуось (Австралия ) | Орбитальный период (дней ) | Эксцентриситет | Наклон | Радиус |
|---|---|---|---|---|---|---|
| б | ≥ 1.7 MJ | 1.1 | 277.02+0.52 −0.51 | 0.106+0.079 −0.069 | — | — |
Рекомендации
- ^ а б c d е ван Леувен, Ф. (2007), «Подтверждение нового сокращения Hipparcos», Астрономия и астрофизика, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007 A&A ... 474..653V, Дои:10.1051/0004-6361:20078357, S2CID 18759600.
- ^ а б c d Мермиллиод, Ж.-К. (1986), "Сборник данных UBV Эггена, преобразованных в UBV (неопубликованные)", Каталог данных UBV Эггена, Bibcode:1986ЕгУБВ ........ 0М.
- ^ а б c d е ж Сато, Бунъэй; Омия, Масаси; Харакава, Хироки; Лю Юй-Цзюань; и другие. (Август 2013 г.), «Планетарные спутники трех эволюционировавших звезд средней массы: HD 2952, HD 120084 и omega Serpentis», Публикации Астрономического общества Японии, 65 (4): 12, arXiv:1304.4328, Bibcode:2013PASJ ... 65 ... 85S, Дои:10.1093 / pasj / 65.4.85, S2CID 119248666, 85.
- ^ а б c d е ж Jofré, E .; и другие. (2015), «Звездные параметры и химическое содержание 223 эволюционировавших звезд с планетами и без», Астрономия и астрофизика, 574: A50, arXiv:1410.6422, Bibcode:2015A&A ... 574A..50J, Дои:10.1051/0004-6361/201424474, S2CID 53666931, А50.
- ^ "оме сер". SIMBAD. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 2017-03-23.
- ^ Eggleton, P.P .; Токовинин, А.А. (сентябрь 2008 г.), "Каталог множественности ярких звездных систем", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 389 (2): 869–879, arXiv:0806.2878, Bibcode:2008МНРАС.389..869Э, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.13596.x, S2CID 14878976.
- ^ Чупина, Н. В .; и другие. (Июнь 2006 г.), «Кинематическая структура короны потока Большой Медведицы, найденная с использованием собственных движений и лучевых скоростей одиночных звезд», Астрономия и астрофизика, 451 (3): 909–916, Bibcode:2006A & A ... 451..909C, Дои:10.1051/0004-6361:20054009.
- ^ Puzeras, E .; и другие. (Октябрь 2010 г.), «Спектроскопическое исследование с высоким разрешением красных сгустков звезд в Галактике: элементы группы железа», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 408 (2): 1225–1232, arXiv:1006.3857, Bibcode:2010МНРАС.408.1225П, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.17195.x, S2CID 44228180.
- ^ Сато, Бунъэй; и другие. (Февраль 2005 г.), "Изменчивость радиальной скорости гигантов G-типа: первые три года программы поиска планет Окаяма", Публикации Астрономического общества Японии, 57 (1): 97–107, Bibcode:2005PASJ ... 57 ... 97S, Дои:10.1093 / pasj / 57.1.97.