Pi Ursae Majoris 1

Från Wikipedia
Hoppa till navigering Hoppa till sök
Pi Ursae Majoris1 (π¹)
Ursa Major IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildStora Björnen
Rektascension08t 39m 11,70440s[1]
Deklination65° 01′ 15,2667″[1]
Skenbar magnitud ()+5,63[2]
Stjärntyp
SpektraltypG61.5 Vb[3]
U–B+0,07[4]
B–V+0,62[4]
VariabeltypDrakonis
Astrometri
Radialhastighet ()-13,88 ± 0,47[5] km/s
Egenrörelse (µ)RA: - 27,44 ± 0,31[1] mas/år
Dek.: +88,13 ± 0,26[1] mas/år
Parallax ()69,66 ± 0,37[1]
Avstånd46,8 ± 0,2  (14,36 ± 0,08 pc)
Absolut magnitud ()4,86[6]
Detaljer
Massa0,90[7] M
Luminositet0,97[8] L
Temperatur5 884 ± 6,8[9] K
Metallicitet-0,04[10]
Vinkelhastighet14,27[5] km/s
Ålder200[11] miljoner år
Andra beteckningar
π¹ Ursae Majoris, π UMa, Pi 1 UMa, 3 Ursae Majoris, BD + 65 ° 643, GC 11817, HD 72905, HIP 42438, HR 3391, PPM 16705, SAO 14609.

Pi Ursae Majoris1 ( π¹ Ursae Majoris, förkortat Pi¹ Uma, π¹ Uma) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en ensam stjärna belägen i den nordvästra delen av stjärnbilden Stora Björnen. Den har en skenbar magnitud på 5,63[2] och är svagt synlig för blotta ögat. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 69,7 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 47 ljusår (ca 14,4 parsek) från solen. Baserat på dess rörelsemönster tillhör stjärnan en flyttande grupp av stjärnor i Stora björnen med en gemensam rörelse genom rymden.[8][12]

Egenskaper[redigera | redigera wikitext]

Pi Ursae Majoris1 är en gul till vit stjärna i huvudserien av spektralklass G1.5 Vb[3]. Den har en massa som är omkring 10 procent[7] mindre än solens och har från dess fotosfär en utstrålning av energi i ungefär samma omfattning som solen vid en effektiv temperatur på ca 5 880[9] K.

Den klassificeras som en variabel stjärna av Draconistyp och dess magnitud varierar med 0,08 storheter. Den blev år 1986 den första stjärnan av solens typ att observeras med utbrott av en röntgenflare.[13]

Ett överskott av infraröd strålning, som detekterats från stjärnan, tyder på närvaro av en stoftskiva. Den bästa anpassningen till data anger att det är en ring av 0,25-μm korn av amorfa silikater eller kristallin forsterit i en radie på omkring 0,4 AE. Det kan också finnas en bredare ring av större (10 μm) korn ut till ett avstånd av 16 AE.[14]

Källor[redigera | redigera wikitext]

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

Referenser[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ [a b c d e f] van Leeuwen, Floor (2007). Hipparcos, the new Reduction of the Raw data. Astrophysics and Space Science Library. 350. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. ISBN 978-1-4020-6341-1. Note: see VizieR catalogue I/311. 
  2. ^ [a b] https://www.universeguide.com/star/piursaemajoris. Hämtad 2017-11-20.
  3. ^ [a b] Montes, D.; et al. (November 2001), "Late-type members of young stellar kinematic groups - I. Single stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 328 (1): 45–63, arXiv:astro-ph/0106537 , Bibcode:2001MNRAS.328...45M, doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x
  4. ^ [a b] 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
  5. ^ [a b] White, Russel J.; Gabor, Jared M.; Hillenbrand, Lynne A. (June 2007), "High-Dispersion Optical Spectra of Nearby Stars Younger Than the Sun", The Astronomical Journal, 133 (6): 2524–2536, arXiv:0706.0542 , Bibcode:2007AJ....133.2524W, doi:10.1086/514336
  6. ^ Holmberg, J.; et al. (July 2009), "The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics", Astronomy and Astrophysics, 501 (3): 941–947, arXiv:0811.3982 , Bibcode:2009A&A...501..941H, doi:10.1051/0004-6361/200811191.
  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] Gaidos, E. J.; Henry, G. W.; Henry, S. M. (August 2000), "Spectroscopy and Photometry of Nearby Young Solar Analogs", The Astronomical Journal, 120 (2): 1006–1013, Bibcode:2000AJ....120.1006G, doi:10.1086/301488
  9. ^ [a b] Kovtyukh, V. V.; et al. (2003), "High precision effective temperatures for 181 F-K dwarfs from line-depth ratios", Astronomy and Astrophysics, 411 (3): 559–564, arXiv:astro-ph/0308429 , Bibcode:2003A&A...411..559K, doi:10.1051/0004-6361:20031378
  10. ^ Cenarro, A. J.; et al. (January 2007), "Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 374 (2): 664–690, arXiv:astro-ph/0611618 , Bibcode:2007MNRAS.374..664C, doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x
  11. ^ Mamajek, Eric E.; Hillenbrand, Lynne A. (November 2008), "Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics", The Astrophysical Journal, 687 (2): 1264–1293, arXiv:0807.1686 , Bibcode:2008ApJ...687.1264M, doi:10.1086/591785
  12. ^ Maldonado, J.; et al. (October 2010), "A spectroscopy study of nearby late-type stars, possible members of stellar kinematic groups", Astronomy and Astrophysics, 521: A12, arXiv:1007.1132 , Bibcode:2010A&A...521A..12M, doi:10.1051/0004-6361/201014948
  13. ^ Landini, M.; et al. (March 1986), "EXOSAT detection of an X-ray flare from the solar type star Pi-prime UMa", Astronomy and Astrophysics, 157 (2): 217–222, Bibcode:1986A&A...157..217L
  14. ^ Beichman, C. A.; et al. (2006), "IRS Spectra of Solar-Type Stars: A Search for Asteroid Belt Analogs", The Astrophysical Journal, 639 (2): 1166–1176, arXiv:astro-ph/0601467 , Bibcode:2006ApJ...639.1166B, doi:10.1086/499424

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]