Ny Octantis
| Ny Octantis (ν) | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Oktanten |
| Rektascension | 21t 41m 28,64977s[1] |
| Deklination | -77° 23′ 24,1563″[1] |
| Skenbar magnitud () | 3,73[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | K1 III[3] |
| U–B | 0,89[4] |
| B–V | 1,00[4] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +34,40[5] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: +66,41[1] mas/år Dek.: -239,10[1] mas/år |
| Parallax () | 45,25 ± 0,25[1] |
| Avstånd | 72,1 ± 0,4 lå (22,1 ± 0,1 pc) |
| Absolut magnitud () | +2,10[3] +2,02[6] |
| Detaljer | |
| Massa | 1,04[7] 1,61 / 0,585[6] M☉ |
| Radie | 5,9[7] 5,81 ± 0,12[6] R☉ |
| Luminositet | 17,53[2] L☉ |
| Temperatur | 4 860 ± 40[8] K |
| Metallicitet | 0,18 ± 0,04[6] dex |
| Vinkelhastighet | 2,0[6] km/s |
| Ålder | ~2,5 - 3[6] miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| CD- 77 1079, CCDM J21415-7723A, FK5 810, GC 30289, GJ 9744, HIP 107089, HR 8254, HD 205478, SAO 257948, WDS J21415-7723A | |
Ny Octantis (ν Octantis, förkortat Ny Oct, ν Oct) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en dubbelstjärna belägen i den yttre delen av stjärnbilden Oktanten. Den har en skenbar magnitud på 3,73[2] och är synlig för blotta ögat. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 45,3[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 72 ljusår (ca 22 parsek) från solen.
Egenskaper[redigera | redigera wikitext]
Primärstjärnan Ny Octantis A är en orange till röd jättestjärna av spektralklass K1 III[3], som har förbrukat vätet i dess kärna och expanderat. Den har en massa som är ungefär lika[7] med solens massa, en radie som är ca 5,9[7] gånger större än solens och utsänder från dess fotosfär ca 17,5[2] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur på ca 4 850[8] K.
Nu Octantis är en spektroskopisk dubbelstjärna[9] där följeslagaren sannolikt är en röd dvärg sett utifrån dess låga massa.[6]
Planetariskt system[redigera | redigera wikitext]
År 2009 antogs konstellationen innehålla en exoplanet baserad på störningar i omloppsperioden.[8] En prograd lösning uteslöts dock snabbt[10], men en retrograd lösning förblir en möjlighet, även om variationerna i stället kan bero på att sekundärstjärnan är en närliggande följeslagare.[11] Bildandet av en planet inom ett stjärnpar av aktuellt slag skulle därmed också vara svårt på grund av dynamiska störningar.[12]
Källor[redigera | redigera wikitext]
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.
Referenser[redigera | redigera wikitext]
- ^ [a b c d e f] Van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653. arXiv:0708.1752 . Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. Vizier catalog entry
- ^ [a b c d] 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. Vizier catalog entry
- ^ [a b c] 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
- ^ [a b] Mallama, A. (2014). "Sloan Magnitudes for the Brightest Stars". The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 42: 443. Bibcode:2014JAVSO..42..443M.Vizier catalog entry
- ^ Wilson, R. E. (1953). General Catalogue of Stellar Radial Velocities. Carnegie Institution for Science. Bibcode:1953GCRV..C......0W. LCCN 54001336.
- ^ [a b c d e f g] Ramm, D. J.; et al. (2016). "The conjectured S-type retrograde planet in ν Octantis: more evidence including four years of iodine-cell radial velocities". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 460 (4): 3706–3719. arXiv:1605.06720 . Bibcode:2016MNRAS.460.3706R. doi:10.1093/mnras/stw1106.
- ^ [a b c d] Allende Prieto, C.; Lambert, D. L. (1999). "Fundamental parameters of nearby stars from the comparison with evolutionary calculations: Masses, radii and effective temperatures". Astronomy and Astrophysics. 352: 555. arXiv:astro-ph/9911002 . Bibcode:1999A&A...352..555A. Vizier catalog entry
- ^ [a b c] Ramm, D. J.; Pourbaix, D.; Hearnshaw, J. B.; Komonjinda, S. (April 2009). "Spectroscopic orbits for K giants β Reticuli and ν Octantis: what is causing a low-amplitude radial velocity resonant perturbation in ν Oct?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 394 (3): 1695–1710. Bibcode:2009MNRAS.394.1695R. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14459.x.
- ^ 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.
- ^ Eberle, J.; Cuntz, M. (October 2010). "On the reality of the suggested planet in the ν Octantis system". The Astrophysical Journal. 721 (2): L168–L171. Bibcode:2010ApJ...721L.168E. doi:10.1088/2041-8205/721/2/L168.
- ^ Morais, M. H. M.; Correia, A. C. M. (February 2012). "Precession due to a close binary system: an alternative explanation for ν-Octantis?". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 419 (4): 3447–3456. arXiv:1110.3176 . Bibcode:2012MNRAS.419.3447M. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19986.x.
- ^ Gozdziewski, K.; Slonina, M.; Migaszewski, C.; Rozenkiewicz, A. (March 2013). "Testing a hypothesis of the ν Octantis planetary system". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 430 (1): 533–545. arXiv:1205.1341 . Bibcode:2013MNRAS.430..533G. doi:10.1093/mnras/sts652.
