Öppna huvudmenyn

Ypsilon Leonis

Stjärna i Lejonets stjärnbild

Ypsilon Leonis (υ Leonis, förkortat Ypsilon Leo, υ Leo) är en ensam stjärna belägen i den sydöstra delen av stjärnbilden Lejonet. Den har en skenbar magnitud på 4,33[2], är synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 18,0[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 182 ljusår (ca 56 parsek) från solen och ligger troligen i den tunna skivan av Vintergatan.[6] På det beräknade avståndet minskas stjärnans skenbara magnitud med 0,02 enheter genom en skymningsfaktor på grund av interstellärt stoft.[5]

Ypsilon Leonis (υ)
Leo IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildLejonet
Rektascension11t 36m 56,92983s[1]
Deklination+00° 49′ 25,8758″[1]
Skenbar magnitud ()+4,33[2]
Stjärntyp
SpektraltypG9 III[3]
U–B+0,76[2]
B–V+1,00[2]
Astrometri
Radialhastighet ()1,79 ± 0,16[4] km/s
Egenrörelse (µ)RA: +1,76[1] mas/år
Dek.: +43,37[1] mas/år
Parallax ()17,97 ± 0,22[1]
Avstånd182 ± 2  (55,6 ± 0,7 pc)
Absolut magnitud ()0,59 ± 0,7[5]
Detaljer
Massa2,58[5] M
Radie11[4] R
Luminositet56[4] L
Temperatur4 842[4] K
Metallicitet-0,34[4] dex
Vinkelhastighet0,0[4] km/s
Ålder4,12 ± 2,08[6] miljarder år
Andra beteckningar
υ Leo, 91 Leonis, BD-00° 2458, FK5 437, HD 100920, HIP 56647, HR 4471, SAO 138298. [7]

Innehåll

EgenskaperRedigera

Ypsilon Leonis är en gul till orange jättestjärna av spektralklass G9 III[3]. Dess kemiska överskott av andra element än väte och helium, vilket astronomer betecknar som stjärnans metallicitet, är mindre än hälften i solen.[4] Den har en beräknad massa som är ca 2,6[5] gånger större än solens massa, en radie som är ca 11 gånger större än solens och utsänder från dess fotosfär ca 56[4] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur av ca 4 800[4] K.

ReferenserRedigera

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

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 ^ [a b c d] Mermilliod, J.-C. (1986), Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished), SIMBAD, Bibcode:1986EgUBV........0M.
  3. ^ [a b] Buscombe, W. (1962), "Spectral classification of Southern fundamental stars", Mount Stromlo Observatory Mimeogram, 4, Bibcode:1962MtSOM...4....1B.
  4. ^ [a b c d e f g h i] 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.
  5. ^ [a b c d] Takeda, Yoichi; et al. (February 2005), "Stellar Parameters and Photospheric Abundances of Late-G Giants: Properties of the Targets of the Okayama Planet Search Program", Publications of the Astronomical Society of Japan, 57 (1): 109–125, Bibcode:2005PASJ...57..109T, doi:10.1093/pasj/57.1.109.
  6. ^ [a b] 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.
  7. ^ ^ "* ups Leo". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2016-09-29.

Externa länkarRedigera