Öppna huvudmenyn

Jota Persei

stjärna i stjärnbilden Perseus

Jota Persei (ι Persei, förkortat Jota Per, ι Per) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en stjärna belägen i den mellersta delen av stjärnbilden Perseus. Den har en skenbar magnitud på 4,06[2] och synlig för blotta ögat. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 94,9 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 34 ljusår ( ca 11 parsek) från solen.

Jota Persei (ι)
Perseus IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildPerseus
Rektascension03t 09m 04,02s[1]
Deklination49° 36′ 47,8″[1]
Skenbar magnitud ()+4,062[2]
Stjärntyp
SpektraltypF9.5 V[3]
U–B+0,119[2]
B–V+0,595[4]
Astrometri
Radialhastighet ()+49,22 ± 0,08[4] km/s
Egenrörelse (µ)RA: +1 262,41[1] mas/år
Dek.: -91,50[1] mas/år
Parallax ()94,87 ± 0,23[1]
Avstånd34,38 ± 0,08  (10,54 ± 0,03 pc)
Absolut magnitud ()3,94[5]
Detaljer
Massa1,35 ± 0,08[6] M
Radie1,412 ± 0,009[7] R
Luminositet2,181 ± 0,032[7] L
Temperatur5 963 ± 5,1[8] K
Metallicitet+0,09[9] dex
Vinkelhastighet4,1[6] km/s
Ålder3,2-4,1[6][9] miljarder år
Andra beteckningar
Peri, BD + 49° 857, CCDM J03091 + 4936A, FK5 112, GC 3740, HD 19373, HIP 14632, HR 937, IDS 03018 + 4914 A, PPM 45875, SAO 38597, WDS J03091 + 4937A

EgenskaperRedigera

Jota Persei är en gul till vit stjärna i huvudserien av spektralklass F9.5 V.[3] Den har en massa som är 35[6] procent större än solens massa, en radie som är ca 40[7] procent större än solens och utsänder från sin fotosfär ca 2,2[7] gånger mer energi än solen vid en effektiv temperatur på ca 5 960[8] K.

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. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. Bibcode:2007A&A...474..653V. arXiv:0708.1752 . doi:10.1051/0004-6361:20078357. Vizier catalog entry
  2. ^ [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.
  3. ^ [a b] Gray, R. O.; et al. (July 2006), "Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: spectroscopy of stars earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample", The Astronomical Journal, 132 (1): 161–170, Bibcode:2006AJ....132..161G, arXiv:astro-ph/0603770 , doi:10.1086/504637.
  4. ^ [a b] https://www.universeguide.com/star/iotapersei. Hämtad 2017-11-08.
  5. ^ Holmberg, J.; et al. (July 2009), "The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics", Astronomy and Astrophysics, 501 (3): 941–947, Bibcode:2009A&A...501..941H, arXiv:0811.3982 , doi:10.1051/0004-6361/200811191.
  6. ^ [a b c d] Valenti, Jeff A.; Fischer, Debra A. (July 2005). "Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs". The Astrophysical Journal Supplement Series. 159 (1): 141–166. Bibcode:2005ApJS..159..141V. doi:10.1086/430500. Note: see VizieR catalogie J/ApJS/159/141.
  7. ^ [a b c d] 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, Bibcode:2012ApJ...746..101B, arXiv:1112.3316 , doi:10.1088/0004-637X/746/1/101. See Table 10.
  8. ^ [a b] Kovtyukh, V. V.; et al. (2003). "High precision effective temperatures for 181 F-K dwarfs from line-depth ratios". Astronomy and Astrophysics. 411 (3): 559–564. Bibcode:2003A&A...411..559K. arXiv:astro-ph/0308429 . doi:10.1051/0004-6361:20031378.
  9. ^ [a b] 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. Bibcode:2008ApJ...687.1264M. arXiv:0807.1686 . doi:10.1086/591785.

Externa länkarRedigera