Beta Hydri
Beta Hydri (β Hydri, förkortat Beta Hyi, β Hyi) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en ensam stjärna belägen i den sydvästra delen av stjärnbilden Lilla vattenormen. Den har en skenbar magnitud på 2,80[2], är synlig för blotta ögat och den ljusaste stjärnan i stjärnbilden. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 134,0[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 24 ljusår (ca 7,5 parsek) från solen.
| Beta Hydri (β) | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Lilla vattenormen |
| Rektascension | 00t 25m 45,07036s[1] |
| Deklination | -77° 15′ 15,2860″[1] |
| Skenbar magnitud () | +2,80[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | G2 IV[3] |
| U–B | +0,11[2] |
| B–V | +0,62[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +22,4[4] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: +2 219,54[1] mas/år Dek.: +324,09[1] mas/år |
| Parallax () | 134,07 ± 0,11[1] |
| Avstånd | 24,33 ± 0,02 lå (7,459 ± 0,006 pc) |
| Absolut magnitud () | 3,45 ± 0,01[5] |
| Detaljer | |
| Massa | 1,08 ± 0,03[3] M☉ |
| Radie | 1,809 ± 0,015[3] R☉ |
| Luminositet | 3,494 ± 0,087[3] L☉ |
| Temperatur | 5 872 ± 44[3] K |
| Metallicitet | -0,10 ± 0,07[3] dex |
| Vinkelhastighet | 6,0[6] km/s |
| Ålder | 6,40 ± 0,56[3] miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| CD-77° 15, Gl 19, HD 2151, HIP 2021, HR 98, LHS 6, LTT 226, GCTP 69, SAO 255670, CPD -77° 16, FK5 11, LPM 22, LFT 43. | |
Egenskaper redigera
Primärstjärnan Beta Hydri är en gul till vit underjättestjärna av spektralklass G2 IV[3]. Den har en massa som är omkring dubbelt så stor[3] som solens massa, en radie som är ca 1,8[3] gånger större än solens och utsänder från dess fotosfär ca 3,5[3] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur på ca 5 900[3] K.
Beta Hydri är en något mer utvecklad stjärna än solen och har snart förbrukat förrådet av väte i dess kärna. Den är en av de äldsta stjärnorna i solens grannskap och har en likhet med vad solen kan se ut som i en avlägsen framtiden, vilket gör den till ett objekt av intresse för astronomer.[3]
Eventuellt planetsystem redigera
År 2002 observerade Endl et al. en eventuell närvaron av en osynlig följeslagare kretsande kring Beta Hydri, som antyddes av förändrad radialhastighet med en periodicitet större än 20 år. Ett substellärt föremål som en planet med en minsta massa av fyra Jupitermassor och en separation på ca 8 AE skulle kunna förklara den observerade trenden.[7] Om detta bekräftas skulle den vara en sann Jupiterkopia, men med fyra gånger större massa. Hittills har dock inga sådana objekt säkert observerats. De rapporterade observationerna bekräftades heller inte i CES- och HARPS-mätningar som publicerades på arXiv under 2012. I stället kan de långvariga radialhastighetsvariationerna orsakas av stjärnans magnetiska cykel.[8]
Källor redigera
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.
Referenser redigera
- ^ [a b c d e f] van Leeuwen, F. (November 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 d] Johnson, H. L.; et al. (1966), "UBVRIJKL photometry of the bright stars", Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, 4 (99), Bibcode:1966CoLPL...4...99J
- ^ [a b c d e f g h i j k l m] Brandão, I. M.; et al. (March 2011), "Asteroseismic modelling of the solar-type subgiant star β Hydri", Astronomy & Astrophysics, 527: A37, arXiv:1012.3872 , Bibcode:2011A&A...527A..37B, doi:10.1051/0004-6361/201015370
- ^ Nordström, B.; et al. (May 2004), "The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 F and G dwarfs", Astronomy and Astrophysics, 418: 989–1019, arXiv:astro-ph/0405198 , Bibcode:2004A&A...418..989N, doi:10.1051/0004-6361:20035959
- ^ da Silva, L.; et al. (November 2006), "Basic physical parameters of a selected sample of evolved stars", Astronomy and Astrophysics, 458 (2): 609–623, arXiv:astro-ph/0608160 , Bibcode:2006A&A...458..609D, doi:10.1051/0004-6361:20065105
- ^ Pizzolato, N.; Maggio, A.; Sciortino, S. (September 2000), "Evolution of X-ray activity of 1-3 Msun late-type stars in early post-main-sequence phases", Astronomy and Astrophysics, 361: 614–628, Bibcode:2000A&A...361..614P
- ^ Endl; et al. (2002). "The planet search program at the ESO Coudé Echelle spectrometer. III. The complete Long Camera survey results". Astronomy and Astrophysics. 392: 671–690. arXiv:astro-ph/0207512 . Bibcode:2002A&A...392..671E. doi:10.1051/0004-6361:20020937.
- ^ M. Zechmeister; M. Kürster; M. Endl; G. Lo Curto; H. Hartman; H. Nilsson; T. Henning; A. P. Hatzes; W. D. Cochran (2012). "The planet search programme at the ESO CES and HARPS. IV. The search for Jupiter analogues around solar-like stars". Astronomy & Astrophysics. 552: A78. arXiv:1211.7263v1 [astro-ph.EP]. Bibcode:2013A&A...552A..78Z. doi:10.1051/0004-6361/201116551.