Omega Serpentis
Omega Serpentis (ω Serpentis, förkortat Omega Ser, ω Ser) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en ensam stjärna[6] belägen i den södra delen av stjärnbilden Ormen, i den del som representerar ”ormens huvud” (Serpens Caput). Den har en skenbar magnitud på 5,22[2] och är synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 11,9[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 273 ljusår (ca 84 parsek) från solen. På det beräknade avståndet minskar dess skenbara magnitud genom en skymningsfaktor från interstellärt stoft med 0,19 enheter.[4] Stjärnan ingår i Ursa Major Stream, som ligger i de yttre delarna i denna rörliga grupp av stjärnor som grovt sett följer en gemensam rörelse genom rymden.[7]
| Omega Serpentis (ω) | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Ormen |
| Rektascension | 15t 50m 17,54635s[1] |
| Deklination | 02° 11′ 47,4362″[1] |
| Skenbar magnitud () | +5,22[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | G8 III[3] |
| U–B | +0,805[2] |
| B–V | +1,02[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -3,11 ± 0,08[4] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: +29,15[1] mas/år Dek.: -47,31[1] mas/år |
| Parallax () | 11,93 ± 0,28[1] |
| Avstånd | 273 ± 6 lå (84 ± 2 pc) |
| Absolut magnitud () | +0,49[3] |
| Detaljer | |
| Massa | 1,20 ± 0,24[4] M☉ |
| Radie | 10,48 ± 0,52[4] R☉ |
| Luminositet | 69[4] L☉ |
| Temperatur | 4 797 ± 16[4] K |
| Metallicitet | -0,26 ± 0,02[4] dex |
| Vinkelhastighet | 0,99 ± 0,98[4] km/s |
| Ålder | 3,94 ± 2,16[4] miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| ω Ser , 34 Serpentis, BD + 02 ° 3007, HD 141680, HIP 77578, HR 5888, SAO 121215. [5] | |
Egenskaper redigera
Omega Serpentis är en gul till vit jättestjärna av spektralklass G8 III.[3] Det genererar energi i sin kärna genom fusion av helium.[8] Den har en massa som är omkring 20 procent[4] större än solens massa, en radie som är ca 10[4] gånger större än solens och utsänder från dess fotosfär ca 69[4] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur på ca 4 800[4] K.
Observationer gjorda åren 2001-2003 av Okayama Planet Search Program visade att Omega Serpentis genomgår periodiska variationer av radialhastigheten med en preliminärt uppskattad period på 312,3 dygn.[9] Efter detta tillkännagivande år 2005 genomfördes ytterligare observationer av variationer,som bäst förklarades av en planet som följde en keplersk omloppsbana. Denna följeslagare har en uppskattad omloppsperiod på 277 dygn och en excentricitet på 0,1.[3]
Källor redigera
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.
Referenser 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] 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] Sato, Bun'ei; Omiya, Masashi; Harakawa, Hiroki; Liu, Yu-Juan; et al. (August 2013), "Planetary Companions to Three Evolved Intermediate-Mass Stars: HD 2952, HD 120084, and omega Serpentis", Publications of the Astronomical Society of Japan, 65 (4): 12, arXiv:1304.4328 , Bibcode:2013PASJ...65...85S, doi:10.1093/pasj/65.4.85, 85.
- ^ [a b c d e f g h i j k l] Jofré, E.; et al. (2015), "Stellar parameters and chemical abundances of 223 evolved stars with and without planets", Astronomy & Astrophysics, 574: A50, arXiv:1410.6422 , Bibcode:2015A&A...574A..50J, doi:10.1051/0004-6361/201424474, A50.
- ^ "ome Ser". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2017-03-23.
- ^ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (September 2008), "A catalogue of multiplicity among bright stellar systems", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389 (2): 869–879, arXiv:0806.2878 , Bibcode:2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x.
- ^ Chupina, N. V.; et al. (June 2006), "Kinematic structure of the corona of the Ursa Major flow found using proper motions and radial velocities of single stars", Astronomy and Astrophysics, 451 (3): 909–916, Bibcode:2006A&A...451..909C, doi:10.1051/0004-6361:20054009.
- ^ Puzeras, E.; et al. (October 2010), "High-resolution spectroscopic study of red clump stars in the Galaxy: iron-group elements", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 408 (2): 1225–1232, arXiv:1006.3857 , Bibcode:2010MNRAS.408.1225P, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17195.x.
- ^ Sato, Bun'ei; et al. (February 2005), "Radial-Velocity Variability of G-Type Giants: First Three Years of the Okayama Planet Search Program", Publications of the Astronomical Society of Japan, 57 (1): 97–107, Bibcode:2005PASJ...57...97S, doi:10.1093/pasj/57.1.97.