Chi1 Orionis
Chi1 Orionis (χ1 Orionis, förkortat Chi1 Ori, χ1 Ori) som är stjärnans Bayer-beteckning, är en dubbelstjärna belägen i den norra delen av stjärnbilden Orion. Den har en skenbar magnitud på 4,39[2] och är synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 115,4[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 28 ljusår (ca 8,7 parsek) från solen.
| Chi1 Orionis (χ1) | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Orion |
| Rektascension | 05t 54m 22,98s[1] |
| Deklination | +20° 16′ 34,2″[1] |
| Skenbar magnitud () | +4,39[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | G0 V[2] |
| U–B | 0,07 |
| B–V | 0,59[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -13,4[3] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -162,4 ± 0,28[1] mas/år Dek.: -99,51 ± 0,16[1] mas/år |
| Parallax () | 115,43 ± 0,27[1] |
| Avstånd | 28,26 ± 0,07 lå (8,66 ± 0,02 pc) |
| Absolut magnitud () | 4,82 ± 0,005[4] |
| Detaljer | |
| Radie | 0,979 ± 0,009[5] R☉ |
| Luminositet | 1,081 ± 0,018[5] L☉ |
| Temperatur | 5 955 ± 6,1[6] K |
| Metallicitet | -0,01[7] dex |
| Ålder | 300 - 400[8] miljoner år |
| Andra beteckningar | |
| 54 Orionis, Gl 222, HR 2047, BD+20° 1162, HD 39587, LTT 11743, GCTP 1354,00, SAO 77705, HIP 27913. | |
Egenskaper redigera
Primärstjärnan Chi1 Orionis A är en gul till vit stjärna i huvudserien av spektralklass G0 V[2]. Den har en radie som är ungefär lika stor[5] som solens och utsänder från dess fotosfär ca 10 procent[5] mera energi än solen vid en effektiv temperatur av ca 6 000[6] K.
Chi1 Orionis A har en svag följeslagare med en massa som uppskattas till ca 15 procent av solens massa, en omloppsperiod på 14,1 år och en beräknad spektralklass av M6. Följeslagaren kretsar på ett genomsnittligt avstånd på 6,1 AE från primärstjärnan, men har en ganska hög excentricitet i omloppsbanan, från 3,3 AE till 8,9 AE. På grund av den röda följeslagaren är sannolikheten för beboeliga planeter låg.
Ett nödvändigt villkor för existensen av en planet vid denna stjärna är stabila zoner där objektet kan förbli i omlopp under långa tider. För hypotetiska planeter i ett cirkulärt omlopp kring de enskilda stjärnorna i konstellationen, beräknas denna ha en maximal omloppsradie på 1,01 AE för primärstjärnan och 0,41 AE för följeslagaren. (jordens bana är 1 AE från solen). En planet som cirkulerar utanför båda stjärnorna måste ha en bana med radie på minst 18,4 AE.[9]
Referenser redigera
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.
Noter redigera
- ^ [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.
- ^ [a b c d e] https://www.universeguide.com/star/chi1orionis. Hämtad 2019-01-19.
- ^ 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.
- ^ Park, Sunkyung; et al. (2013), "Wilson-Bappu Effect: Extended to Surface Gravity", The Astronomical Journal, 146 (4): 73, arXiv:1307.0592, Bibcode:2013AJ....146...73P, doi:10.1088/0004-6256/146/4/73.
- ^ [a b c d] Han, Inwoo; Gatewood, George (2002). "A Precise Orbit Determination of χ1Orionis from Astrometric and Radial Velocity Data". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 114 (792): 224–228. Bibcode:2002PASP..114..224H. doi:10.1086/338367.
- ^ [a b] Kovtyukh; et al. (2003), "High precision effective temperatures for 181 F-K dwarfs from line-depth ratios", Astronomy and Astrophysics, 411 (3): 559–564, arXiv:astro-ph/0308429, Bibcode:2003A&A...411..559K, doi:10.1051/0004-6361:20031378
- ^ Maldonado, J.; et al. (October 2010), "A spectroscopy study of nearby late-type stars, possible members of stellar kinematic groups", Astronomy and Astrophysics, 521: A12, arXiv:1007.1132, Bibcode:2010A&A...521A..12M, doi:10.1051/0004-6361/201014948
- ^ Mamajek, Eric E.; Hillenbrand, Lynne A. (November 2008), "Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics", The Astrophysical Journal, 687 (2): 1264–1293, arXiv:0807.1686, Bibcode:2008ApJ...687.1264M, doi:10.1086/591785
- ^ Jaime, Luisa G.; et al. (December 2012), "Regions of dynamical stability for discs and planets in binary stars of the solar neighbourhood", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 427 (4): 2723–2733, arXiv:1208.2051, Bibcode:2012MNRAS.427.2723J, doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21839.x.