Omega Serpentis - Omega Serpentis
| Gözlem verileri Dönem J2000.0 Ekinoks J2000.0 (ICRS ) | |
|---|---|
| takımyıldız | Serpens |
| Sağ yükseliş | 15h 50m 17.54635s[1] |
| Sapma | +02° 11′ 47.4362″[1] |
| Görünen büyüklük (V) | +5.22[2] |
| Özellikler | |
| Spektral tip | G8 III[3] |
| U − B renk indeksi | +0.805[2] |
| B − V renk indeksi | +1.02[2] |
| Astrometri | |
| Radyal hız (Rv) | −3.11±0.08[4] km / sn |
| Doğru hareket (μ) | RA: +29.15[1] mas /yıl Aralık: −47.31[1] mas /yıl |
| Paralaks (π) | 11.93 ± 0.28[1] mas |
| Mesafe | 273 ± 6 ly (84 ± 2 pc ) |
| Mutlak büyüklük (MV) | +0.49[3] |
| Detaylar[4] | |
| kitle | 1.20±0.24 M☉ |
| Yarıçap | 10.48±0.52 R☉ |
| Parlaklık | 69 L☉ |
| Yüzey yerçekimi (günlükg) | 2.88±0.03 cgs |
| Sıcaklık | 4,797±16 K |
| Metaliklik [Fe / H] | −0.26±0.02 dex |
| Dönme hızı (v günahben) | 0.99±0.98 km / sn |
| Yaş | 3.94±2.16 Gyr |
| Diğer gösterimler | |
| Veritabanı referansları | |
| SIMBAD | veri |
Omega Serpentis (ω Ser, ω Serpentis) soliter[6] star ekvatorun Serpens Caput bölümünde takımyıldız nın-nin Serpens. Çıplak gözle görülebilir görünen görsel büyüklük arasında +5,22.[2] Yıllık bazda paralaks kayması arasında 11.93mas Dünyadan görüldüğü gibi, yaklaşık 273ışık yılları -den Güneş. Bu mesafede, görsel büyüklüğü bir yok olma faktörü 0.19 nedeniyle yıldızlararası toz.[4] Üyesidir Ursa Major Akışı bunun dış kısımları veya korona arasında uzanmak hareketli grup uzayda ortak bir yönü kabaca takip eden yıldızların[7]
Yaklaşık dört milyar yıllık tahmini bir yaşla,[4] Omega Serpentis bir gelişti G tipi dev yıldız Birlikte yıldız sınıflandırması G8 III.[3] Bu bir kırmızı yığın dev, yani helyumun nükleer füzyonu yoluyla çekirdeğinde enerji ürettiği anlamına geliyor.[8] Yıldızın tahmini% 120'si Güneş kütlesi ancak 10,48 katına çıkmıştır. Güneşin yarıçapı. 69 kat daha fazla yayıyor. güneş ışığı ondan fotoğraf küresi bir etkili sıcaklık 4.797 K.[4]
Gezegen sistemi
Tarafından 2001–2003 yılları arasında yapılan gözlemler Okayama Gezegeni Arama Programı Omega Serpentis'in periyodik olarak uygulandığını gösterdi radyal hız 312,3 günlük ön dönem tahmini ile varyasyonlar.[9] 2005'teki bu duyuruyu takiben, bir gezegen tarafından en iyi açıklanmış olan başka gözlemler yapıldı. Kepler yörüngesi. Bu arkadaşın tahmini bir Yörünge dönemi 277 günlük bir yarı büyük eksen 1.1AU, ve bir eksantriklik 0.1.[3]
Beri eğim yörünge bilinmemektedir, sadece gezegenin kütlesinin alt sınırı belirlenebilir. Nesnenin en az% 170 katı Jüpiter kütlesi. Bununla birlikte, yarı büyük eksen ve gezegensel kütle için bu değerler, Güneş'in kütlesinin 2,17 katı kabul edilen bir yıldız kütlesine dayanmaktadır.[3] Jofré ve ark. Tarafından daha yeni sonuçlar. (2015), 1.20 güneş kütlesinin daha düşük bir yıldız kütlesi tahmini verir.[4]
| Arkadaş (yıldızdan sırayla) | kitle | Yarı büyük eksen (AU ) | Yörünge dönemi (günler ) | Eksantriklik | Eğim | Yarıçap |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | ≥ 1.7 MJ | 1.1 | 277.02+0.52 −0.51 | 0.106+0.079 −0.069 | — | — |
Referanslar
- ^ a b c d e van Leeuwen, F. (2007), "Yeni Hipparcos indirgemesinin doğrulanması", Astronomi ve Astrofizik, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A ve A ... 474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357, S2CID 18759600.
- ^ a b c d Mermilliod, J.-C. (1986), "Eggen'in UBV verilerinin derlenmesi, UBV'ye dönüştürülmüş (yayınlanmamış)", Eggen'in UBV Verilerinin Kataloğu, Bibcode:1986EgUBV ........ 0M.
- ^ a b c d e f Sato, Bun'ei; Omiya, Masashi; Harakawa, Hiroki; Liu, Yu-Juan; et al. (Ağustos 2013), "Üç Evrimleşmiş Orta Kütleli Yıldızın Gezegensel Yoldaşları: HD 2952, HD 120084 ve omega Serpentis", Japonya Astronomi Derneği Yayınları, 65 (4): 12, arXiv:1304.4328, Bibcode:2013PASJ ... 65 ... 85S, doi:10.1093 / pasj / 65.4.85, S2CID 119248666, 85.
- ^ a b c d e f Jofré, E .; et al. (2015), "Gezegenler olsun ve olmasın 223 evrimleşmiş yıldızın yıldız parametreleri ve kimyasal bolluğu", Astronomi ve Astrofizik, 574: A50, arXiv:1410.6422, Bibcode:2015A ve A ... 574A..50J, doi:10.1051/0004-6361/201424474, S2CID 53666931, A50.
- ^ "ome Ser". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Alındı 2017-03-23.
- ^ Eggleton, P. P .; Tokovinin, A. A. (Eylül 2008), "Parlak yıldız sistemleri arasında çokluğun bir kataloğu", Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri, 389 (2): 869–879, arXiv:0806.2878, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.13596.x, S2CID 14878976.
- ^ Chupina, N. V .; et al. (Haziran 2006), "Büyük Ayı akışının koronasının kinematik yapısı, tek yıldızların uygun hareketleri ve radyal hızları kullanılarak bulundu", Astronomi ve Astrofizik, 451 (3): 909–916, Bibcode:2006A ve A ... 451..909C, doi:10.1051/0004-6361:20054009.
- ^ Puzeras, E .; et al. (Ekim 2010), "Galaksideki kırmızı yığın yıldızların yüksek çözünürlüklü spektroskopik çalışması: demir grubu elementleri", Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri, 408 (2): 1225–1232, arXiv:1006.3857, Bibcode:2010MNRAS.408.1225P, doi:10.1111 / j.1365-2966.2010.17195.x, S2CID 44228180.
- ^ Sato, Bun'ei; et al. (Şubat 2005), "G-Tipi Devlerin Radyal Hız Değişkenliği: Okayama Gezegen Arama Programının İlk Üç Yılı", Japonya Astronomi Derneği Yayınları, 57 (1): 97–107, Bibcode:2005PASJ ... 57 ... 97S, doi:10.1093 / pasj / 57.1.97.