Gorgonea Quarta

Från Wikipedia
Hoppa till navigering Hoppa till sök
Gorgonea Quarta (ω)
Perseus IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildPerseus
Rektascension03t 11m 17,38161s[1]
Deklination39° 36′ 41,7014″[1]
Skenbar magnitud ()+4,614[2]
Stjärntyp
SpektraltypK0 III[3]
B–V+1,122[2]
Astrometri
Radialhastighet ()6,61[2] km/s
Egenrörelse (µ)RA: -26,26[1] mas/år
Dek.: +5,40[1] mas/år
Parallax ()11,32 ± 0,23[1]
Avstånd288 ± 6  (88 ± 2 pc)
Absolut magnitud ()-0,234[3]
Detaljer
Massa2,04[2] M
Radie19[4] R
Luminositet144,5[2] L
Temperatur4 586 ± 18[2] K
Metallicitet-0,10[3] dex
Vinkelhastighet3,3[4] km/s
Ålder1,65[2] miljarder år
Andra beteckningar
ω Per , 28 Persei , BD + 39 ° 724 , FK5 2667, HD 19656, HIP 14817, HR 947, SAO 56224, WDS J03113 + 3937A [5]

Gorgonea Quarta eller Omega Persei (ω Persei, förkortat Omega Per, ω Per) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en ensam jättestjärna[6] belägen i den sydvästra delen av stjärnbilden Perseus. Den har en skenbar magnitud på 4,6[2] och är svagt synlig för blotta ögat. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 11,3 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 288 ljusår ( ca 88 parsek) från solen.

Nomenklatur[redigera | redigera wikitext]

Omega Persei har det traditionella namnet Gorgonea Quarta,[7] som den fjärde medlemmen av kvartetten kallad Gorgonea syftande på gorgonerna i legenden om Perseus.

Egenskaper[redigera | redigera wikitext]

Gorgonea Quarta är en orange till röd jättestjärna av spektralklass K0 III.[3] Den genererar energi genom nukleär fusion av helium i sin kärna.[8] Den har massa som är omkring dubbelt så stor som solens massa[2], en radie som är ca 19[4] gånger större än solens och utsänder från sin fotosfär ca 145[2] gånger mer energi än solen vid en effektiv temperatur på ca 4 590[2] K.

Källor[redigera | redigera wikitext]

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

Referenser[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ [a b c d e f] van Leeuwen, F. (2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, Bibcode:2007A&A...474..653V, arXiv:0708.1752 , doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  2. ^ [a b c d e f g h i j k] Luck, R. Earle (September 2015), "Abundances in the Local Region. I. G and K Giants", The Astronomical Journal, 150 (3): 23, Bibcode:2015AJ....150...88L, arXiv:1507.01466 , doi:10.1088/0004-6256/150/3/88, 88.
  3. ^ [a b c d] Soubiran, C.; et al. (2008), "Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants", Astronomy and Astrophysics, 480 (1): 91–101, Bibcode:2008A&A...480...91S, arXiv:0712.1370 , doi:10.1051/0004-6361:20078788.
  4. ^ [a b c] 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. ^ "ome Per -- Star", SIMBAD Astronomical Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, hämtad 2017-06-19.
  6. ^ 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, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, arXiv:0806.2878 , doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x.
  7. ^ Allen, Richard Hinckley (1899), Star-names and their meanings, G. E. Stechert, p. 334
  8. ^ Alves, David R. (August 2000), "K-Band Calibration of the Red Clump Luminosity", The Astrophysical Journal, 539 (2): 732–741, Bibcode:2000ApJ...539..732A, arXiv:astro-ph/0003329 , doi:10.1086/309278.

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]