Öppna huvudmenyn

Zeta Leporis (ζ Leporis, förkortat Zeta Lep, ζ Lep) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en ensam stjärna i den mellersta delen av stjärnbilden Haren. Den har en skenbar magnitud på 3,52[2] och är synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 46,3[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 70 ljusår (ca 22 parsek) från solen.

Zeta Leporis (ζ)
Lepus IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000
StjärnbildHaren
Rektascension05t 46m 57,34096s[1]
Deklination-14° 49′ 19,0199″[1]
Skenbar magnitud ()+3,524[2]
Stjärntyp
SpektraltypA2 IV-V(n)[3]
B–V+0,114[2]
Astrometri
Radialhastighet ()20,0[4] - 24,7[5] km/s
Egenrörelse (µ)RA: -14,54[1] mas/år
Dek.: -1,07[1] mas/år
Parallax ()46,28 ± 0,16[1]
Avstånd70,5 ± 0,2  (21,61 ± 0,07 pc)
Absolut magnitud ()+1,88[6]
Detaljer
Massa1,46[7] M
Radie1,5[8] R
Luminositet14[9] L
Temperatur9 772[10] K
Metallicitet-0,76[3] dex
Vinkelhastighet245[8] km/s
Ålder231+126-181[10] miljoner år
Andra beteckningar
ζ Lep, 14 Leporis, BD-14° 1232, FK5 219, GCTP 1326, Gl 217,1, HD 38678, HIP 27288, HR 1998, SAO 150801, Wolf 9190. [11]

EgenskaperRedigera

Zeta Leporis är en blå till vit stjärna i huvudserien av spektralklass A2 IV-V(n)[3], tyder på att den befinner sig i ett övergångsskede mellan en stjärna av A-typ i huvudserien och en underjätte. (n)-suffixet anger att absorptionslinjerna i stjärnans spektrum är diffusa på grund av dess snabba rotation, vilken leder till att linjerna breddas på grund av Dopplereffekten. Den har en massa som är ca 50[7] procent större än solens massa, en radie som likaledes är ca 50[8] procent större än solens och utsänder från dess fotosfär ca 14[9] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur på ca 9 800[10] K.

Det överskott av andra element än väte och helium, vilket astronomer betecknar som stjärnans metallicitet, är bara 17 procent av överskottet i solen.[3] Stjärnan verkar vara mycket ung, förmodligen omkring 231 miljoner år gammal, men felmarginalen sträcker sig över 50-347 miljoner år.[10]

AsteroidbandRedigera

En storleksjämförelse av asteroidbältet i solsystemet (topp) och Zeta Leporis asteroidbältet (botten).

Baserat på strålning i den infraröda delen av det elektromagnetiska spektret, användes 1983 InfraRed Astronomical Satellite för att identifiera stoft som kretsar kring Zeta Leporis. Denna stoftskiva är begränsad till en diameter av 12,2 AE.[12] År 2001 användes Long Wavelength Spectrometer vid Keck ObservatoryMauna Kea, Hawaii, för att mer exakt avgränsa skivans radie. Den befanns ligga inom en 5,4 AE-radie.[12] Stoftets temperatur uppskattades till ca 340 K. Baserat på upphettning från stjärnan kan detta placera partiklarna så nära som 2,5 AE från Zeta Leporis.[12]

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. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. Vizier catalog entry
  2. ^ [a b c] Gutierrez-Moreno, Adelina; et al. (1966), A System of photometric standards, 1, Publicaciones Universidad de Chile, Department de Astronomy, pp. 1–17, Bibcode:1966PDAUC...1....1G
  3. ^ [a b c d] 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, arXiv:astro-ph/0603770, Bibcode:2006AJ....132..161G, doi:10.1086/504637
  4. ^ García-Sánchez, J.; Weissman, P. R.; Preston, R. A.; Jones, D. L.; Lestrade, J.-F.; Latham, D. W.; Stefanik, R. P.; Paredes, J. M. (2001). "Stellar encounters with the solar system". Astronomy and Astrophysics. 379 (2): 634–659. Bibcode:2001A&A...379..634G. doi:10.1051/0004-6361:20011330.
  5. ^ Bobylev, Vadim V. (March 2010). "Searching for Stars Closely Encountering with the Solar System". Astronomy Letters. 36 (3): 220–226. arXiv:1003.2160. Bibcode:2010AstL...36..220B. doi:10.1134/S1063773710030060.
  6. ^ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015.
  7. ^ [a b] Shaya, Ed J.; Olling, Rob P. (January 2011), "Very Wide Binaries and Other Comoving Stellar Companions: A Bayesian Analysis of the Hipparcos Catalogue", The Astrophysical Journal Supplement, 192 (1): 2, arXiv:1007.0425, Bibcode:2011ApJS..192....2S, doi:10.1088/0067-0049/192/1/2
  8. ^ [a b c] Akeson, R. L.; et al. (February 2009), "Dust in the inner regions of debris disks around a stars", The Astrophysical Journal, 691 (2): 1896–1908, arXiv:0810.3701, Bibcode:2009ApJ...691.1896A, doi:10.1088/0004-637X/691/2/1896
  9. ^ [a b] Malagnini, M. L.; Morossi, C. (November 1990), "Accurate absolute luminosities, effective temperatures, radii, masses and surface gravities for a selected sample of field stars", Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 85 (3): 1015–1019, Bibcode:1990A&AS...85.1015M
  10. ^ [a b c d] Song, Inseok; et al. (February 2001), "Ages of A-Type Vega-like Stars from uvbyβ Photometry", The Astrophysical Journal, 546 (1): 352–357, arXiv:astro-ph/0010102, Bibcode:2001ApJ...546..352S, doi:10.1086/318269
  11. ^ "Gliese 217.1". SIMBAD Astronomical Object Database. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2010-03-19.
  12. ^ [a b c] Morledge, Paul (November 2001). "Tightening a Star's Belt". Astronomy. Kalmbach Publishing. 29 (11): 26. ISSN 0091-6358.

Externa länkarRedigera