Öppna huvudmenyn

Delta Bootis (δ Boo, δ Bootis), som är stjärnans Bayerbeteckning, är en dubbelstjärna i den nordvästra delen av stjärnbilden Björnvaktaren. Baserad på parallaxmätningar, är den belägen på ett avstånd av omkring 121,8 ljusår (37.3 parsecs) från solen.[1] Stjärnan har en skenbar magnitud på 3,5[4], vilket gör den synlig för blotta ögat även under fullmåne.

Delta Bootis (δ)
Boötes IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildBjörnvaktaren
Rektascension15t 15m 30,16295s[1]
Deklination33° 18′ 53,3926″[1]
Skenbar magnitud ()7,81[2]
Stjärntyp
SpektraltypG8 III [4[3] ] + G0 V[2]
U–B0,656 [4] /+0.02[2]
B–V0,951 [[4] /+0.59[2]
Astrometri
Radialhastighet ()-12,3 [5] km/s
Egenrörelse (µ)RA: 84,74 [1] mas/år
Dek.: -111,58 [1] mas/år
Parallax ()26,78 ± 0,16[1] mas
Avstånd121,8 ± 0,7  (37,3 ± 0,2 pc)
Absolut magnitud ()0,700 [6]
Detaljer
Radie10,5 ± 0,2[7] R
Luminositet53,7[6] L
Temperatur4 847[8] K
Metallicitet-0,44 [8]
Vinkelhastighet3,6 [9]
Andra beteckningar
49 Bootis, ADS 9559 A / B, HR 5681, HD 135722, BD 33 2561/2562, FK5 563, HIP 74666/74674, SAO 64589/64591. [10]

NomenklaturRedigera

Delta Bootis kallas ibland Princeps, som betyder prins eller prime på latin. Ursprunget till detta namn är oklart, med det verkar ofta förekomma i astrologiska sammanhang. [11] [12]

EgenskaperRedigera

Delta Bootis består av ett par av stjärnor som ligger i fysisk närhet till varandra och delar en gemensam rörelse genom rymden, vilket tyder på att de kan utgöra en dubbelstjärna. Baserat på deras vinkelseparation och deras avstånd har de en projicerad separation 3 800 astronomiska enheter (AE). Deras separation längs siktlinjen från jorden är dock fortfarande osäker, varför allt som klart kan fastställas är att de är åtskilda med minst 3 800 AE. Om de är gravitationellt bundna till varandra krävs det minst 120 000 år för att de ska fullgöra en omloppsbana.[13]

Den ljusare medlemmen av paret är av spektraltyp G8 III,[3] som indikerar att den har förbrukat vätet i sin kärna och utvecklats till en jättestjärna. Den har nu en radie som är mer än tio gånger solens radie.[7] Jämfört med solen förefaller denna stjärna, utöver väte och helium, även ha brist på andra grundämen – det som astronomer kallar stjärnans metallicitet. Den yttre manteln hos denna stjärna har en effektiv temperatur av 4 847 K,[8] som ger den dess karaktäristiska gula färgton hos en stjärna av typ G.[14]

Den sekundära komponenten är av spektraltyp G0 V,[2] vilket tyder på att det är en stjärna i huvudserien som kan ha fysikaliska egenskaper liknande de hos solen. Den skenbara magnituden hos denna stjärna är 7,81,[2] och därmed mycket mindre lysande än den primära komponenten.[15]

KällorRedigera

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

ReferenserRedigera

  1. ^ [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:0708.1752Freely accessible, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
  2. ^ [a b c d e f] [3Tolbert, Charles Ray (May 1964), "A UBV Study of 94 Wide Visual Binaries", Astrophysical Journal, 139: 1105, Bibcode:1964ApJ...139.1105T, doi:10.1086/147852]
  3. ^ [a b] Tsvetkov, A. S.; Popov, A. V.; Smirnov, A. A. (January 2008), "Inaccuracies in the spectral classification of stars from the Tycho-2 Spectral Type Catalogue", Astronomy Letters, 34 (1): 17–27, Bibcode:2008AstL...34...17T, doi:10.1134/S1063773708010039
  4. ^ [a b c] Jennens, P. A.; Helfer, H. L. (September 1975), "A new photometric metal abundance and luminosity calibration for field G and K giants.", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 172: 667–679, Bibcode:1975MNRAS.172..667J, doi:10.1093/mnras/172.3.667
  5. ^ Evans, D. S. (June 20–24, 1966), Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick, eds., The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities, University of Toronto: International Astronomical Union, Bibcode:1967IAUS...30...57E, hämtad 2009-09-10
  6. ^ [a b] Böhm-Vitense, Erika; et al. (December 2000), "Ultraviolet Emission Lines in BA and Non-BA Giants", The Astrophysical Journal, 545 (2): 992−999, Bibcode:2000ApJ...545..992B, doi:10.1086/317850.
  7. ^ [a b] Nordgren, Tyler E.; et al. (December 1999), "Stellar Angular Diameters of Late-Type Giants and Supergiants Measured with the Navy Prototype Optical Interferometer", The Astronomical Journal, 118 (6): 3032–3038, Bibcode:1999AJ....118.3032N, doi:10.1086/301114
  8. ^ [a b c] Frasca, A.; et al. (December 2009), "REM near-IR and optical photometric monitoring of pre-main sequence stars in Orion. Rotation periods and starspot parameters", Astronomy and Astrophysics, 508 (3): 1313–1330, Bibcode:2009A&A...508.1313F, doi:10.1051/0004-6361/200913327
  9. ^ Massarotti, Alessandro; et al. (January 2008), "Rotational and Radial Velocities for a Sample of 761 HIPPARCOS Giants and the Role of Binarity", The Astronomical Journal, 135 (1): 209–231, Bibcode:2008AJ....135..209M, doi:10.1088/0004-6256/135/1/209
  10. ^ "del Boo -- Star in double system", SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, hämtad 2012-01-05
  11. ^ Robson, Vivian E. (2005), The Fixed Stars and Constellations in Astrology, Astrology Center of America, p. 112, ISBN 1-933303-13-1
  12. ^ Constellations of Word - Boötes (Princeps)
  13. ^ Kaler, James B., "DELTA BOO (Delta Bootis)", Stars, University of Illinois, hämtad 2012-01-05
  14. ^ "The Colour of Stars", Australia Telescope, Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, December 21, 2004, archived from the original on 2012-03-10, hämtad 2012-01-16
  15. ^ The actual brightness ratio is given by 2.512Δm, where Δm is the difference in magnitude. For this pair, Δm = –4.33, so the ratio is 2.512−4.33 = 0.019. Hence the secondary component is 1.9% as bright as the primary.

Externa länkarRedigera