Rutilicus eller Zeta Herculis (ζ Herculis, förkortat Zeta Her, ζ Her) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en multipelstjärna belägen i västra delen av stjärnbilden Herkules. Den har en kombinerad skenbar magnitud på 2,81[2] och är synlig för blotta ögat. Baserat på parallaxmätningar inom Hipparcosuppdraget beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 35 ljusår (10,7 parsek) från solen.

Rutilicus (ζ)
Hercules IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildHerkules
Rektascension16t 41m 17,16104s[1]
Deklination+31° 36′ 09,7873″[1]
Skenbar magnitud ()2,81[2]
Stjärntyp
SpektraltypF9 IV + G7 V[3]
U–B+0,21[2]
B–V+0,65[2]
VariabeltypMisstänkt
Astrometri
Radialhastighet ()-68,43[4] km/s
Egenrörelse (µ)RA: -461,52[1] mas/år
Dek.: +342,28[1] mas/år
Avstånd35,0 ± 0,2  (10,72 ± 0,05 pc)
Absolut magnitud ()2,65[5]
Detaljer
Massa1,45 ± 0,01[6] M
Radie2,56-2,61[6] R
Luminositet6,55 ± 0,39[6] L
Temperatur5 820 ± 50[6] K
Metallicitet0,04 ± 0,003[6]
Vinkelhastighet4,8[5]
Ålder6,2 [7] miljarder år
Andra beteckningar
40 Herculis, ADS 10157 AB, BD +31 2884, GJ 635, HD 150680, HIP 81693, HR 6212, LHS 3234, LTT 14952, SAO 65485, WDS J16413 + 3136AB.

EgenskaperRedigera

Primärstjärnan Zeta Herculis A är en underjättestjärna som är något större än solen och just har börjat utvecklas bort från huvudserien, eftersom den förbrukat dess förråd av väte i kärnan. Den har en mindre följeslagare med en genomsnittlig vinkelseparation på 1,5 bågsekunder, vilket motsvarar en fysisk separation av cirka 15 astronomiska enheter.[6] Detta avstånd är tillräckligt stort för att de två stjärnorna inte har någon betydande gravitationseffekt på varandra. Stjärnorna kretsar omkring varandra med en period på 34,45 år, i en omloppsbana med en halv storaxel på 1,33" och en excentricitet på 0,46.[8]

Huvudstjärnan har spektralklass F9 IV[3] och har en radie som är ca 2,6 gånger solens radie och en massa som är 1,45 gånger solens massa. Dess utstrålning av energi är mer än sex gånger solens ljusstyrka vid en effektiv temperatur på 5 820 K. Den sekundära komponenten, Zeta Herculis B, är ungefär lika stor och har lika stor massa som solen, med en effektiv temperatur på 5 300 K. Båda stjärnorna roterar långsamt.[6] Det kan också finnas en svag tredje medlem i konstellationen, även om det är lite känt om denna.[9]

Banan och annan information om dubbelstjärnan är dokumenterad i Washington Double Star Catalog. Magnitudskillnaden inom AB-paret är 1,52 ± 0,04 magnitud (vid våglängden 700 nm).[10] Två astrometriska studier har misslyckats att verifiera en tredje komponent till AB-binären.[11][8] System ingår i Zeta Herculis Moving Group, en grupp av stjärnor med gemensam rörelse i rymden. Gruppen omfattar: φ 2 Pavonis, ζ Reticuli, 1 Hydrae, Gl 456, Gl 678 och Gl 9079.[10]

KällorRedigera

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.

ReferenserRedigera

  1. ^ [a b c d] van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664,Bibcode:2007A&A...474..653V, arXiv:0708.1752 Freely accessible, 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] Edwards, T. W. (April 1976), "MK classification for visual binary components", Astronomical Journal, 81: 245–249, Bibcode:1976AJ.....81..245E, doi:10.1086/111879[3]
  4. ^ Tokovinin, A. A.; Smekhov, M. G. (January 2002), "Statistics of spectroscopic sub-systems in visual multiple stars", Astronomy and Astrophysics, 382: 118–123, Bibcode:2002A&A...382..118T, doi:10.1051/0004-6361:20011586
  5. ^ [a b] Pizzolato, N.; Maggio, A.; Sciortino, S. (September 2000), "Evolution of X-ray activity of 1-3 Msun late-type stars in early post-main-sequence phases", Astronomy and Astrophysics, 361: 614–628, Bibcode:2000A&A...361..614P
  6. ^ [a b c d e f g] Morel, P.; et al. (November 2001), "The zeta Herculis binary system revisited. Calibration and seismology", Astronomy and Astrophysics, 379: 245–256, Bibcode:2001A&A...379..245M, arXiv:astro-ph/0110004 Freely accessible, doi:10.1051/0004-6361:20011336
  7. ^ Barry, Don C.; Cromwell, Richard H.; Hege, E. Keith (April 1987), "Chromospheric activity and ages of solar-type stars", Astrophysical Journal, Part 1, 315: 264–272, Bibcode:1987ApJ...315..264B, doi:10.1086/165131
  8. ^ [a b] Söderhjelm, Staffan (January 1999), "Visual binary orbits and masses POST HIPPARCOS", Astronomy and Astrophysics, 341: 121–140, Bibcode:1999A&A...341..121S
  9. ^ Zhuchkov, R. Ya.; Orlov, V. V.; Rubinov, A. V. (May 2006), "Multiple stars with low hierarchy: stable or unstable?", Publications of the Astronomical Observatory of Belgrade, 80: 155–160, Bibcode:2006POBeo..80..155Z
  10. ^ [a b] de Mello, G. F. Porto; da Silva, L. (1991), "On the physical existence of the Zeta HER moving group - A detailed analysis of Phi exp 2 Pavonis", Astronomical Journal, 102: 1816–1825, Bibcode:1991AJ....102.1816P, doi:10.1086/116006
  11. ^ Hutter, D. J.; Zavala, R. T.; Tycner, C.; Benson, J. A.; Hummel, C. A.; Sanborn, J.; Franz, O. G.; Johnston, K. J. (2016-11-01). "Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry. I. A Search for Multiplicity among Stars of Spectral Types F-K". The Astrophysical Journal Supplement Series. 227: 4. ISSN 0067-0049. doi:10.3847/0067-0049/227/1/4.

Externa länkarRedigera