Öppna huvudmenyn

Chara (stjärna)

stjärna i jakthundarnas stjärnbild

Chara eller Beta Canum Venaticorum (β Canum Venaticorum, förkortat Beta CVn, β CVn), som är stjärnans Bayerbeteckning är den ljusaste stjärnan i mellersta delen av stjärnbilden Jakthundarna. Den är en ensam stjärna som har en skenbar magnitud på +4,26.[2] Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 118,5[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 28 ljusår (ca 8,5 parsek) från solen. Tillsammans med den ljusare stjärnan Cor Caroli bildar paret den "södra hunden" i denna konstellation som representerar jakthundar. Sedan 1943 har spektret för stjärnan fungerat som en av de stabila ankarpunkterna som andra stjärnor klassificeras efter.[11]

Chara (β)
Karta över Cor Caroli
Karta över Cor Caroli
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildJakthundarna
Rektascension12t 33m 44,54482s[1]
Deklination+41° 21′ 26,9248″[1]
Skenbar magnitud ()+4,26[2]
Stjärntyp
SpektraltypG0 V[2]
U–B0,04[3]
B–V0,58[3]
Astrometri
Radialhastighet ()+6,9[4] km/s
Egenrörelse (µ)RA: −704,75[1] mas/år
Dek.: 292,74[1] mas/år
Parallax ()118,49 ± 0,20[1]
Avstånd27,53 ± 0,05  (8,44 ± 0,01 pc)
Absolut magnitud ()4,64[5]
Detaljer
Massa1,025 ± 0,050[6] M
Radie1,123 ± 0,028[7] R
Luminositet1,151 ± 0,018[7] L
Temperatur5 653 ± 72[7] K
Metallicitet-0,21[8]
Vinkelhastighet2,9 ± 0,4[9] km/s
Ålder5,3[10] till 7,1[5] miljarder år
Andra beteckningar
Chara, Asterion, Beta CVn, 8 Canum Venaticorum, BD +42 2321, FK5 470, HD 109358, HIP 61317, HR 4785, SAO 44230.[2] [2]

Innehåll

NomenklaturRedigera

Det traditionella namnet Chara användes ursprungligen för "södra hunden", men det kom senare att användas för att specifikt gälla Beta Canum Venaticorum. Chara (χαρά) betyder "glädje" på grekiska.[12]

År 2016 organiserade Internationella astronomiska unionen en arbetsgrupp för stjärnnamn (WGSN)[13] med uppgift att katalogisera och standardisera riktiga namn för stjärnor. WGSN fastställde namnet Chara för Beta Canum Venatocorum i juli 2016[14] och detta är nu inskrivet i IAU:s Catalog of Star Names.

EgenskaperRedigera

Beta Canum Venaticorum är en gul till vit stjärna i huvudserien av spektralklass G0 V[2]. Den har en massa som är lika stor[6] som solens massa, en radie som är omkring tio procent[7] större än solens och utsänder från dess fotosfär omkring 15 procent[7] mera energi än solen vid en effektiv temperatur av ca 5 600[7] K.

Stjärnans spektrum visar en mycket svag emissionslinje av enkeljoniserat kalcium (Ca II) från kromosfären, vilket gör den till en användbar referensstjärna för ett referensspektrum för att jämföra med andra stjärnor i en liknande spektralkategori.[15] (Ca-II-emissionslinjerna är lättillgängliga och kan användas för att mäta aktivitetsnivån i en stjärnas kromosfär.)

Beta Canum Venaticorum anses vara metallfattig,[8] vilket innebär att den har en något lägre del av elementen tyngre än helium jämfört med solen. När det gäller massa, ålder och evolutionär status är stjärnan mycket lik solen.[16] Som ett resultat har den kallats en solanalog.

Tidigare antogs den vara en spektroskopisk dubbelstjärna. Ytterligare analys av data har emellertid inte bekräftat detta.[17] En sökning år 2005 efter en brun dvärg i omlopp kring stjärnan misslyckades, åtminstone ner till känslighetsgränsen för det använda instrumentet.[18]

ReferenserRedigera

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia

NoterRedigera

  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 e] "bet CVn -- Spectroscopic binary". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2010-07-04.
  3. ^ [a b] Argue, A. N. (1966). "UBV photometry of 550 F, G and K type stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 133: 475–493. Bibcode:1966MNRAS.133..475A. doi:10.1093/mnras/133.4.475.
  4. ^ Wilson, Ralph Elmer (1953). General Catalogue of Stellar Radial Velocities. Washington: Carnegie Institution of Washington. Bibcode:1953GCRV..C......0W.
  5. ^ [a b] Holmberg, J.; Nordström, B.; Andersen, J. (July 2009), "The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics", Astronomy and Astrophysics, 501 (3): 941–947, arXiv:0811.3982, Bibcode:2009A&A...501..941H, doi:10.1051/0004-6361/200811191.
  6. ^ [a b] van Belle, Gerard T.; von Braun, Kaspar (April 2009). "Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars". The Astrophysical Journal. 694 (2): 1085–1098. arXiv:0901.1206. Bibcode:2009ApJ...694.1085V. doi:10.1088/0004-637X/694/2/1085.
  7. ^ [a b c d e f] 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.
  8. ^ [a b] Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike (2006). "Dwarfs in the Local Region". The Astronomical Journal. 131 (2): 3069–3092. Bibcode:2006AJ....131.3069L. doi:10.1086/504080.
  9. ^ Herrero, E.; et al. (January 2012), "Optimizing exoplanet transit searches around low-mass stars with inclination constraints", Astronomy & Astrophysics, 537: A147, arXiv:1110.5840, Bibcode:2012A&A...537A.147H, doi:10.1051/0004-6361/201117809.
  10. ^ Barry, Don C.; Cromwell, Richard H.; Hege, E. Keith (1987). "Chromospheric activity and ages of solar-type stars". Astrophysical Journal, Part 1. 315: 264–272. Bibcode:1987ApJ...315..264B. doi:10.1086/165131.
  11. ^ Garrison, R. F. (December 1993), "Anchor Points for the MK System of Spectral Classification", Bulletin of the American Astronomical Society, 25: 1319, Bibcode:1993AAS...183.1710G, retrieved 2012-02-04.
  12. ^ Kaler, Jim. "Beta Canum Venaticorum". Stars. University of Illinois. Archived from the original on 2007-02-20. Hämtad 2006-12-06.
  13. ^ "IAU Working Group on Star Names (WGSN)". Hämtad 22 maj 2016.
  14. ^ "Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1" (PDF). Hämtad 28 juli 2016.
  15. ^ Herbig, G. H. (1985). "Chromospheric H-alpha emission in F8-G3 dwarfs, and its connection with the T Tauri stars". Astrophysical Journal. 289 (1): 269–278. Bibcode:1985ApJ...289..269H. doi:10.1086/162887.
  16. ^ de Mello, G. P.; del Peloso, E. F.; Ghezzi, L. (2006). "Astrobiologically Interesting Stars Within 10 Parsecs of the Sun" (PDF). Astrobiology (abstract). 6 (2): 308–331. arXiv:astro-ph/0511180. Bibcode:2006AsBio...6..308P. doi:10.1089/ast.2006.6.308. PMID 16689649. Hämtad 2008-05-05.
  17. ^ Morbey, C. L.; Griffin, R. F. (1987). "On the reality of certain spectroscopic orbits". Astrophysical Journal, Part 1. 317: 343–352. Bibcode:1987ApJ...317..343M. doi:10.1086/165281.
  18. ^ Carson, J. C.; et al. (2006). "The Cornell High-Order Adaptive Optics Survey for Brown Dwarfs in Stellar Systems. I. Observations, Data Reduction, and Detection Analyses". The Astronomical Journal. 130 (3): 1212–1220. arXiv:astro-ph/0506287. Bibcode:2005AJ....130.1212C. doi:10.1086/432604.

Externa länkarRedigera