HD 133002
HD 133002 är en möjlig dubbelstjärna[9] belägen i den norra delen av stjärnbilden Lilla björnen. Den har en kombinerad skenbar magnitud av ca 5,65[2] och är svagt synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 2 på ca 22,8[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 143 ljusår (ca 44 parsek) från solen. Den rör sig närmare solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca -44 km/s.[3]
| HD 133002 | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Lilla björnen |
| Rektascension | 14t 50m 20,42394 s[1] |
| Deklination | +82° 30′ 42,9883 ″[1] |
| Skenbar magnitud () | +5,65 (V)[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | F9 V[3] |
| U–B | +0,17[2] |
| B–V | +0,638[3] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -44,38[3] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: +177,190[1] mas/år Dek.: -223,948[1] mas/år |
| Parallax () | 22,8454 ± 0,1009[1] |
| Avstånd | 142,8 ± 0,6 lå (43,8 ± 0,2 pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 1,51[4] M☉ |
| Radie | 3,33+0,06-0,13[1] R☉ |
| Luminositet | 9,821 ± 0,054[1] L☉ |
| Temperatur | 5 599+114-46[2] K |
| Metallicitet | -0,41 (Fe/H) [5] dex |
| Vinkelhastighet | 5,2[6] km/s |
| Ålder | 2,80[4] miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| AG+82 441, AKARI-IRC-V1, J1450214+823041, BD+83 431, DO 34817, FK5 1644, GJ 3876, HD 133002, HIC 72573, HIP 72573, HR 5596, IRAS 14536+8243, LSPM J1450+8230, 2MASS J14502043+8230431, NLTT 38823, PLX 3393, PPM 2603, 1RXS J145015.3+823048, SAO 2459, TD1 17897, TYC 4634-2068-1, USNO-B1.0 1725-00040303, uvby98 100133002, WDS J14503+8231A, WISEA J145021.35+823040.2, Gaia DR2 1722385725121582720 [7][8] | |
Egenskaper redigera
Primärstjärnan HD 133002 A är en gul till vit[10] stjärna i huvudserien av spektralklass F9 V.[2] Den har en massa som är ca 1,5[4] solmassor, en radie som är ca 3,3[1] solradier och har ca 10 gånger solens utstrålning av energi[1] från dess fotosfär vid en effektiv temperatur av ca 5 600 K.[1]
HD 133002 A anses vara en fotometrisk solanalog, även om den har underskott av element tyngre än helium jämfört med solen.[11] Den kemiska sammansättningen och den relativt låga ytgravitationen för en stjärna i dess klassificering tyder på att den istället kan vara en underjättestjärna som håller på att utvecklas bort från huvudserien.[12]
HD 133002 har undersökts för bevis på överskott av infraröd strålning, men ingen upptäcktes.[13] Vid en undersökning 2006−2007 av närliggande stjärnor upptäcktes att HD 133002 har en följeslagare med låg massa med gemensam egenrörelse. Detta objekt har uppskattningsvis en massa av 0,15 solmassa. Den har en projicerad separation på ca 80 AE från primärstjärnan, vilket tyder på en omloppsperiod av ungefär 700 år. För närvarande finns det inte tillräckliga observationsdata tillgängliga för att bestämma omloppselement.[9]
Referenser redigera
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, HD 133002, 26 juni 2021.
Noter redigera
- ^ [a b c d e f g h i j k] 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 d e] Mermilliod, J.-C. (1986), "Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished)", Catalogue of Eggen's UBV Data. SIMBAD, Bibcode:1986EgUBV........0M.
- ^ [a b c d] Soubiran, C.; et al. (March 2008), "Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants", Astronomy and Astrophysics, 480 (1): 91–101, arXiv:0712.1370, Bibcode:2008A&A...480...91S, doi:10.1051/0004-6361:20078788, S2CID 16602121.
- ^ [a b c] Casagrande, L.; et al. (June 2011). "New constraints on the chemical evolution of the solar neighbourhood and Galactic disc(s). Improved astrophysical parameters for the Geneva-Copenhagen Survey". Astronomy & Astrophysics. 530 (A138): 21. arXiv:1103.4651. Bibcode:2011A&A...530A.138C. doi:10.1051/0004-6361/201016276. S2CID 56118016.
- ^ Maldonado, J.; et al. (May 2012), "Metallicity of solar-type stars with debris discs and planets", Astronomy and Astrophysics, 541: A40, arXiv:1202.5884, Bibcode:2012A&A...541A..40M, doi:10.1051/0004-6361/201218800, S2CID 46328823.
- ^ Schröder, C.; et al. (January 2009), "Ca II HK emission in rapidly rotating stars. Evidence for an onset of the solar-type dynamo" (PDF), Astronomy and Astrophysics, 493 (3): 1099–1107, Bibcode:2009A&A...493.1099S, doi:10.1051/0004-6361:200810377
- ^ HD 133002 (u-strasbg.fr) |Hämtad 2021-08-16.
- ^ "HD 133002". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2016-01-09.
- ^ [a b] Heinze, A. N.; et al. (May 2010), "Constraints on Long-period Planets from an L'- and M-band Survey of Nearby Sun-like Stars: Observations", The Astrophysical Journal, 714 (2): 1551–1569, arXiv:1003.5340, Bibcode:2010ApJ...714.1551H, doi:10.1088/0004-637X/714/2/1551, S2CID 119199321.
- ^ "The Colour of Stars", Australia Telescope, Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, December 21, 2004, archived from the original on March 10, 2012, hämtad 2016-01-12.
- ^ Bikmaev, I.; Galeev, A.; Sakhibullin, N.; Musaev, F. (2005), Hill, V.; François, P.; Primas, F. (eds.), "Chemical compositions of photometric solar-analog stars and F-G stars of different ages", From Lithium to Uranium: Elemental Tracers of Early Cosmic Evolution, IAU Symposium Proceedings of the international Astronomical Union 228, Held in Paris, France, May 23–27, 2005, Cambridge University Press, 1, pp. 239–240, Bibcode:2005IAUS..228..239B, doi:10.1017/S1743921305005624.
- ^ Galeev, A. I.; et al. (June 2004), "Chemical Composition of 15 Photometric Analogues of the Sun", Astronomy Reports, 48 (6): 492–510, Bibcode:2004ARep...48..492G, doi:10.1134/1.1767216, S2CID 119473855.
- ^ Trilling, D. E.; et al. (February 2008), "Debris Disks around Sun-like Stars", The Astrophysical Journal, 674 (2): 1086–1105, arXiv:0710.5498, Bibcode:2008ApJ...674.1086T, doi:10.1086/525514, S2CID 54940779.