14 Persei
14 Persei, som är stjärnans Flamsteed-beteckning, är en dubbelstjärna[8] belägen i den västra delen av stjärnbilden, Perseus. Den har en skenbar magnitud på ca 5,43[3] och är svagt synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 2 på ca 1,7[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 1 900 ljusår (ca 570 parsek) från solen. Den rör sig närmare solen med en heliocentrisk radialhastighet av ca –1,2 km/s.[1]
| 14 Persei | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Perseus |
| Rektascension | 02t 44m 05,15918s[1] |
| Deklination | +44° 17′ 49,3488″[2] |
| Skenbar magnitud () | +5,43[3], +5,435 ± 0,009 (V)[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | G0 Ib[3], |
| B–V | 0,904 ± 0,008[4] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -1,22 ± 0,15[5] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: 2,902 ± 0,167[1] mas/år Dek.: -6,682 ± 0,168[1] mas/år |
| Parallax () | 1,7466 ± 0,0989[1] |
| Avstånd | 1 900 ± 100 lå (570 ± 30 pc) |
| Absolut magnitud () | -1,96[5] |
| Detaljer | |
| Massa | 4,03[6] M☉ |
| Radie | 57,4+3,7-6,5[1] R☉ |
| Luminositet | 372[6] L☉ |
| Temperatur | 5 624[6] K |
| Metallicitet | 0,00 (Fe/H)[3] dex |
| Vinkelhastighet | 8,7[6] km/s |
| Ålder | 162[6] miljoner år |
| Andra beteckningar | |
| GEN# +1.00016901, 2MASS J02440515+4417493, UBV 2701, AG+44 278, GSC 02857-02226, N30 555, UBV M 9114, BD+43 566, HD 16901, PMC 90-93 710, uvby98 100016901, NGC 1039 W 2230, HIC 12768, PPM 45426, WEB 2594, FK5 1077, HIP 12768, SAO 38289, B10 619, GC 3278, HR 800, SKY# 4104, Gaia DR2 340647020322856192, GCRV 1539, IRAS 02408+4405, TYC 2857-2226-1[2][7] | |
Egenskaper redigera
Primärstjärnan 14 Persei är gul till vit superjättestjärna i huvudserien av spektralklass G0 Ib,[3] men i andra avseenden verkar den vara en jättestjärna.[3] Den har klassats som G0Ib-II Ca1 CH-1[9] eller G0Ib-IIa Ca1,[10] där överskottssuffix anger starkare kalciumlinjer än väntat för dess klass, eller svagare kolväten. Andra analyser av spektrumet ger en klass G0 Ib.[3][11] Den har en massa som är ca 4[6] solmassor, en radie som är ca 57[1] solradier och utsänder ca 372[6] gånger mera energi än solen från dess fotosfär vid en effektiv temperatur på ca 5 600 K.[6]
14 Persei har beräknats ligga inom Cepheid-instabilitetsremsan, även om den inte anses vara variabel. Osäkerhet om absolut magnitud innebär att stjärnan kan ligga nära instabilitetsremsan men inte på den. Små periodiska variationer i radialhastighet har observerats, men en storleksordning eller mer, mindre än för Cepheidvariabler och med längre perioder än vad som kan förväntas för pulseringar. Orsaken till förändringarna i radialhastighet och skillnaden mellan variabla och icke-variabla stjärnor i instabilitetsremsan är okänd.[12]
Se även redigera
Referenser redigera
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, 14 Persei, 21 juli 2020.
Noter redigera
- ^ [a b c d e f g h] Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Gaia DR2 record for this source at VizieR.
- ^ [a b c] ”Basic data: * 14 Per – Star in Cluster” (på engelska). Centre de Données astronomiques de Strasbourg. http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=14+Per&submit=SIMBAD+search. Läst 24 februari 2019.
- ^ [a b c d e f g] Takeda, Yoichi; Sato, Bun'ei; Murata, Daisuke (2008). "Stellar Parameters and Elemental Abundances of Late-G Giants". Publications of the Astronomical Society of Japan. 60 (4): 781. arXiv:0805.2434. Bibcode:2008PASJ...60..781T. doi:10.1093/pasj/60.4.781.
- ^ van Leeuwen (2007). ”Hipparcos, the New Reduction” (på engelska). http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=I/311/hip2&HIP=12768. Läst 24 februari 2019.
- ^ [a b] https://www.universeguide.com/star/12768/14persei. Hämtad 2020-07-21.
- ^ [a b c d e f g h] Takeda, Yoichi; Tajitsu, Akito (2014). "Spectroscopic study on the beryllium abundances of red giant stars". Publications of the Astronomical Society of Japan. 66 (5): 91. arXiv:1406.7066. Bibcode:2014PASJ...66...91T. doi:10.1093/pasj/psu066.
- ^ "14 Per". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2019-03-31.
- ^ Maksym Yu. Pyatnytskyy and Ivan L. Andronov, “Reflection Effect in the Binary System 14 Persei with a Highly Eccentric Orbit”, RNAAS 4:24, 2020.
- ^ Keenan, P. C.; Pitts, R. E. (1980). "Revised MK spectral types for G, K, and M stars". Astrophysical Journal Supplement Series. 42: 541. Bibcode:1980ApJS...42..541K. doi:10.1086/190662.
- ^ Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). "The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars". Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373.
- ^ Gray, R. O.; Graham, P. W.; Hoyt, S. R. (2001). "The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. II. Basic Parameters of Program Stars and the Role of Microturbulence". The Astronomical Journal. 121 (4): 2159. Bibcode:2001AJ....121.2159G. doi:10.1086/319957.
- ^ Butler, R. Paul (1998). "A Precision Velocity Study of Photometrically Stable Stars in the Cepheid Instability Strip". The Astrophysical Journal. 494 (1): 342–365. Bibcode:1998ApJ...494..342B. CiteSeerX 10.1.1.37.7095. doi:10.1086/305195.