Öppna huvudmenyn

Omikron Bootis

Stjärna i Björnvaktarens stjärnbild

Omikron Bootis (ο Bootis, förkortad Omikron Boo, ο Boo), som är stjärnans Bayer-beteckning, är en ensam stjärna i södra delen av stjärnbilden Björnvaktaren. Den har en skenbar magnitud av 4,60[2] och är synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 13,4 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 243 ljusår (75 parsek) från solen.

Omikron Bootis (ο)
Boötes IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000
StjärnbildBjörnvaktaren
Rektascension14t 45m 14,46026s[1]
Deklination+16° 57′ 51,4078″[1]
Skenbar magnitud ()4,60[2]
Stjärntyp
SpektraltypG8.5 III Ve[3]
U–B+0,75[2]
B–V+0,98[2]
Astrometri
Radialhastighet ()-9,18[4] km/s
Egenrörelse (µ)RA: +60,69[1] mas/år
Dek.: -50,56[1] mas/år
Parallax ()13,42 ± 0,24[1]
Avstånd243 ± 4  (75 ± 1 pc)
Absolut magnitud ()0,70[5]
Detaljer
Massa2,05[4] M
Radie11[6] R
Luminositet85[4] L
Temperatur4 864 ± 25[4] K
Metallicitet-0,10 ± 0,08[6] dex
Vinkelhastighet3,6[6] km/s
Ålder2,72[4] miljarder år
Andra beteckningar
ο Boo, 35 Bootis, BD+17° 2780, GC 19858, GJ 9493, HD 129972, HIP 72125, HR 5502, SAO 101184[7]

Innehåll

EgenskaperRedigera

Omikron Bootis är en gul till orange jättestjärna av spektralklass G8.5 III,[3] som hör till den så kallade "röda klumpen", vilket anger att den genererar energi genom termonukleär fusion av helium i dess kärna.[8] Även om den visar ett högre överskott av barium än vad som är normalt för en stjärna av denna typ, anser Williams (1975) att dess status som en Bariumstjärna är "mycket tvivelaktig".[9] Den har en massa som är omkring dubbelt så stor[4] som solens massa, en radie som är ca 11[6] gånger solens radie och avger ca 85[4] gånger mer energi än solen från dess fotosfär vid en effektiv temperatur på ca 4 900 K.[4]

ReferenserRedigera

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, 13 april 2019.

NoterRedigera

  1. ^ [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.
  2. ^ [a b c d] Johnson, H. L.; et al. (1966), "UBVRIJKL photometry of the bright stars", Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, 4 (99), Bibcode:1966CoLPL...4...99J.
  3. ^ [a b] Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989), "The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars", Astrophysical Journal Supplement Series, 71: 245, Bibcode:1989ApJS...71..245K, doi:10.1086/191373.
  4. ^ [a b c d e f g h] Luck, R. Earle (September 2015), "Abundances in the Local Region. I. G and K Giants", The Astronomical Journal, 150 (3): 23, arXiv:1507.01466, Bibcode:2015AJ....150...88L, doi:10.1088/0004-6256/150/3/88, 88.
  5. ^ McWilliam, Andrew (December 1990), "High-resolution spectroscopic survey of 671 GK giants. I - Stellar atmosphere parameters and abundances", Astrophysical Journal Supplement Series, 74: 1075–1128, Bibcode:1990ApJS...74.1075M, doi:10.1086/191527.
  6. ^ [a b c d] 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.
  7. ^ "omi Boo". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2017-09-09.
  8. ^ Alves, David R. (August 2000), "K-Band Calibration of the Red Clump Luminosity", The Astrophysical Journal, 539 (2): 732–741, arXiv:astro-ph/0003329, Bibcode:2000ApJ...539..732A, doi:10.1086/309278.
  9. ^ Williams, P. M. (February 1975), "Stellar compositions from narrow-band photometry - V. Barium abundances for 200 evolved stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 170: 343–362, Bibcode:1975MNRAS.170..343W, doi:10.1093/mnras/170.2.343.

Externa länkarRedigera