15 Cygni
| 15 Cygni | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Svanen |
| Rektascension | 19t 44m 16,60522s[1] |
| Deklination | +37° 21′ 15,6771″[1] |
| Skenbar magnitud () | +4,90 (V),[2] +4,887 ± 0,009 (V)[3] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | G8 III[2] |
| B–V | 0,948 ± 0,001[4] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -23,62 ± 0,21[5] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: 72,660 ± 0,196[1] mas/år Dek.: 35,708 ± 0,197[1] mas/år |
| Parallax () | 11,0063 ± 0,1188[1] |
| Avstånd | 296 ± 3 lå (90,9 ± 1,0 pc) |
| Absolut magnitud () | 0,19[6] |
| Detaljer | |
| Massa | 2,30 ± 0,4[7] M☉ |
| Radie | 12[5] R☉ |
| Luminositet | 93,3[7] L☉ |
| Temperatur | 4 920 ± 61[7] K |
| Metallicitet | -0,14 (Fe/H)[5] dex |
| Vinkelhastighet | 2,8[5] km/s |
| Ålder | 1,50[7] miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| HD 186675, PLX 4641, TYC 2668-995-1, AG+37 1829, HIC 97118, PLX 4641.00, UBV 16801, BD+37 3586, HIP 97118, PMC 90-93 526, UBV 16807, FK5 740, HR 7517, PPM 83454, UBV M 24117, GC 27328, IRAS 19424+3713, ROT 2843, WEB 17048, GCRV 12109, IRC +40361, SAO 68778, Gaia DR2 2048824680109512320, GEN# +1.00186675, 2MASS J19441660+3721156, SKY# 36898, GSC 02668-00995, N30 4367, TD1 25379[3][8] | |
15 Cygni, som är stjärnans Flamsteed-beteckning, är en ensam stjärna[9] belägen i den mellersta delen av stjärnbilden Svanen. Den har en skenbar magnitud på ca 4,90[2] och är svagt synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 2 på ca 11,0[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 296 ljusår (ca 91 parsek) från solen Den rör sig närmare solen med en heliocentrisk radialhastighet av ca -24 km/s.[5]
Egenskaper[redigera | redigera wikitext]
15 Cygni är en gul till vit jättestjärna av spektralklass G8 III.[5] Den ingår nu i röda klumpen och befinner sig på horisontella jättegrenen och genererar energi genom termonukleär fusion av helium i dess kärna.[10] Den har en massa som är ca 2,3[7] solmassor, en radie som är ca 12[5] solradier och utsänder ca 93[7] gånger mera energi än solen från dess fotosfär vid en effektiv temperatur av ca 4 900 K.[5]
Referenser[redigera | redigera wikitext]
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, 15 Cygni, 20 oktober 2020.
Noter[redigera | redigera wikitext]
- ^ [a b c d e f] Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Gaia DR2 record for this source at VizieR.
- ^ [a b c] 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.
- ^ [a b] ”Basic data: V* 15 Cyg – High proper-motion Star” (på engelska). Centre de Données astronomiques de Strasbourg. http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=15+Cyg&submit=SIMBAD+search. Läst 13 mars 2019.
- ^ van Leeuwen (2007). ”Hipparcos, the New Reduction” (på engelska). http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=I/311/hip2&HIP=97118. Läst 13 mars 2019.
- ^ [a b c d e f g h] 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
- ^ 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.
- ^ [a b c d e f] Luck, R. Earle (2015), "Abundances in the Local Region. I. G and K Giants", The Astronomical Journal, 150 (3): 88, arXiv:1507.01466, Bibcode:2015AJ....150...88L, doi:10.1088/0004-6256/150/3/88.
- ^ "15 Cyg". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2019-01-09.
- ^ 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.
- ^ 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.
