Epsilon Serpentis

Epsilon Serpentis (ε)
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildOrmen
Rektascension15t 50m 48,96622s[1]
Deklination04° 28′ 39,8311″[1]
Skenbar magnitud ( V {\displaystyle V} )+3,69[2]
Stjärntyp
SpektraltypkA2hA5mA7 V[3]
U–B+0,12[2]
B–V+0,14[2]
Astrometri
Radialhastighet ( R v {\displaystyle R_{v}} )-9,4 ± 0,6[4] km/s
Egenrörelse (µ)RA: +128,19[1] mas/år
Dek.: +62,16[1] mas/år
Parallax ( π {\displaystyle \pi } )46,30 ± 0,19[1]
Avstånd70,4 ± 0,3 lå (21,60 ± 0,09 pc)
Absolut magnitud ( M V {\displaystyle M_{V}} )2,04[5]
Detaljer
Massa1,820 ± 0,026[6] M☉
Radie1,783 ± 0,296[6] R☉
Luminositet12,134 ± 0,09[6] L☉
Temperatur7 928 ± 88[7] K
Metallicitet+0,38[7] dex
Vinkelhastighet33,1[7] km/s
Ålder500 ± 200[6] miljoner år
Andra beteckningar
ε Ser, 37 Serpentis, HD 141795, HIP 77622, HR 5892, SAO 121218 [8]

Epsilon Serpentis (ε Serpentis, förkortat Epsilon Ser, ε Ser) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en ensam stjärna[9] belägen i den östra delen av stjärnbilden Ormen i den del av stjärnbilden som representerar ormens huvud (Serpens Caput). Den har en skenbar magnitud på 3,69[2] och är synlig för blotta ögat. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 46,3[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 70 ljusår (ca 22 parsek) från solen. Den rör sig i närmare solen med en radiell hastighet på -9 km/s.[4]

Nomenklatur

Epsilon Serpentis ingick i den arabiska asterismen al-Nasaq al- Yamānī, "Den södra linjen" av al-Nasaqān "De två linjerna"[10] tillsammans med α Ser (Unukalhai), δ Ser, δ Oph (Yed Prior), ε Oph (Yed Posterior), ζ Oph och Y Oph.[11]

Enligt stjärnkatalogen i Technical Memorandum 33-507 - A Reduced Star Catalog Containing 537 Named Stars, var al-Nasaq al- Yamānī eller Nasak Yamani titeln för två stjärnor: δ Ser som Nasak Yamani I, ε Ser som Nasak Yamani II, (utesluter a Ser, 5 Oph, E Oph, S Oph och Y Oph).[12]

Egenskaper

Epsilon Serpentis är en blå till vit stjärna i huvudserien av spektralklass kA2hA5mA7 V[3]. Den är en Am-stjärna[13] och klassificeringen anger att spektret visar kalcium K-linjen för en stjärna av typ A2, vätelinjerna för en stjärna av typ A5 och metallinjer för en stjärna av typ A7.[14] Den har en massa som är 80 procent[6] större än solens massa, en radie som är ca 1,8[6] gånger större än solens och utsänder från dess fotosfär ca 12[6] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur på ca 7 900[7] K. Baserat på dess massa kan den ha en konvektionszon i dess kärna.[4]

Epsilon Serpentis antas ha ett överskott på infraröd strålning med en våglängd av 25 μm, vilket tyder på förekomst av en omgivande stoftskiva med en temperatur på 250 ± 70 K i en bana omkring 4,2 AE från värdstjärnan.[15] Stjärnan har undersökts med avseende på närvaro av ett magnetfält, men den detekterade nivån var inte statistiskt signifikant.[16]

Källor

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.

Referenser

  1. ^ [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.
  2. ^ [a b c d] Feinstein, A. (1974), "Photoelectric UBVRI observations of Am stars", Astronomical Journal, 79: 1290, Bibcode:1974AJ.....79.1290F, doi:10.1086/111675.
  3. ^ [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.
  4. ^ [a b c] 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.
  5. ^ 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.
  6. ^ [a b c d e f g] Boyajian, Tabetha S.; et al. (February 2012), "Stellar Diameters and Temperatures. I. Main-sequence A, F, and G Stars", The Astrophysical Journal, 746 (1): 101, arXiv:1112.3316 , Bibcode:2012ApJ...746..101B, doi:10.1088/0004-637X/746/1/101.. See Table 10.
  7. ^ [a b c d] 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.
  8. ^ ^ "eps Ser". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2017-09-26.
  9. ^ 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.
  10. ^ Kunitzsch, P., Smart, T., (2006), A Dictionary of Modern Star names: A Short Guide to 254 Star names and Their Derivations (Second Revised ed.), Cambridge, MA: Sky Publishing, p. 31, ISBN 1-931559-44-9
  11. ^ Allen, R. H. (1963), Star Names: Their Lore and Meaning (Reprint ed.), New York, NY: Dover Publications Inc, p. 243, ISBN 0-486-21079-0, hämtad 2010-12-12
  12. ^ Jack W. Rhoads - Technical Memorandum 33-507-A Reduced Star Catalog Containing 537 Named Stars, Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology; November 15, 1971
  13. ^ Adelman, Saul J.; Albayrak, Berahitdin (October 1998), "Elemental abundance analyses with DAO spectrograms - XX", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 300 (2): 359–372, Bibcode:1998MNRAS.300..359A, doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01859.x
  14. ^ Walker, Richard (2017), Spectral Atlas for Amateur Astronomers: A Guide to the Spectra of Astronomical Objects and Terrestrial Light Sources, Cambridge University Press, p. 116, ISBN 1316738760.
  15. ^ Smith, R.; Wyatt, M. C. (June 2010), "Warm dusty discs: exploring the A star 24 μm debris population", Astronomy and Astrophysics, 515: 16, arXiv:1004.0644 , Bibcode:2010A&A...515A..95S, doi:10.1051/0004-6361/200913481, A95.
  16. ^ Shorlin, S. L. S.; et al. (September 2002), "A highly sensitive search for magnetic fields in B, A and F stars", Astronomy and Astrophysics, 392: 637–652, Bibcode:2002A&A...392..637S, doi:10.1051/0004-6361:20021192.

Externa länkar

  • https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Epsilon_Serpentis&oldid=830440421
  • http://stars.astro.illinois.edu/sow/epsser.html
v • r
Stjärnor i Ormen
Bayer
Unukalhai (α) · Chow (β) · Gamma Serpentis (γ) · Delta Serpentis (δ) · Epsilon Serpentis (ε) · Zeta Serpentis (ζ) · Tang (η) · Alya (θ) · Edasich (ι) · Kappa Serpentis (κ) · Lambda Serpentis (λ) · My Serpentis (μ) · Ny Serpentis (ν) · Xi Serpentis (ξ) · Omikron Serpentis (ο) · Pi Serpentis (π) · Rho Serpentis (ρ) · Sigma Serpentis (σ) · Tau1 Serpentis (τ1) · Tau2 Serpentis (τ2) · Tau3 Serpentis (τ3) · Tau4 Serpentis (τ4) · Tau5 Serpentis (τ5) · Tau6 Serpentis (τ6) · Tau7 Serpentis (τ7) · Tau8 Serpentis (τ8) · Ypsilon Serpentis (υ) · Fi Serpentis (φ) · Chi Serpentis (χ) · Psi Serpentis (ψ) · Omega Serpentis (ω)
Flamsteed
Variabler
HD
 · HD 135061  · HD 135615  · HD 136027  · HD 136118  · HD 136138  · HD 138085  · HD 142245  · HD 143436  · HD 145936  · HD 146740  · HD 157969  · HD 168112  · HD 168443  · HD 168746 (Alasia)  · HD 171978  · HD 175541 (Kaveh)
Övriga
CoRoT-23  · Gliese 710  · MWC 922  · PSR J1719-1438  · Ross 508  · Serpens FIRS 1  · W40 IRS 1A South