Snedens stjärna
| BPS CS22892-0052 | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Vattumannen |
| Rektascension | 22t 17m 01,6558s[1] |
| Deklination | -16° 39′ 26 ″[2] |
| Skenbar magnitud () | +13,2[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | KIIvw[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | 13,0[1] km/s |
| Parallax () | 0,1868[1] |
| Avstånd | ca 15 300[2] lå (ca 4 700 pc) |
| Absolut magnitud () | 13,99 |
| Detaljer | |
| Temperatur | 3 700 – 5 200[2] K |
| Metallicitet | -3,1[3] dex |
| Ålder | 13 miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| UCAC2 25674387, DENIS J221701.6-163926, 2MASS J22170165-1639271, UCAC4 367-181240, WISE J221701.65-163927.0, Gaia DR2 6826025986350385280 [1] | |
BPS CS22892-0052, även känd som Snedens stjärna, är en gammal stjärna ur Vintergatans population II, belägen i den galaktiska halon på ett avstånd av cirka 15 300 ljusår, eller cirka 4 700 parsek. Den tillhör en klass av stjärnor med mycket låg halt av grundämnen tyngre än helium (metallicitet [Fe / H] = - 3.1), specifikt den mycket sällsynta underklassen av stjärnor med tunga grundämnen bildade genom snabb neutroninfångning (r-processen). Stjärnan upptäcktes av Tim C. Beers och hans medarbetare med Curtis Schmidtteleskop vid Cerro Tololo Inter-American Observatory i Chile. För att observera stjärnan krävs åtminstone ett 8-tums teleskop.
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]Utökade högupplösta spektroskopiska observationer av BPS CS22892-0052 omkring 1995 (med Chris Sneden från University of Texas i Austin som den ledande observatören) har gjort det möjligt att bestämma 53 grundämnens förekomst i stjärnan.[4]
Från och med barium (Z = 56) visar förekomsten av alla grundämnen samma mönster som för r-processens bidrag till grundämnena i solsystemet. Jämförelse av det observerade förhållandet mellan ett stabilt element såsom europium (Z = 63) och det radioaktiva elementet torium (Z = 90) med beräknade mängder enligt r-processen i en supernovaexplosion av typ II, har gjort det möjligt att bestämma denna stjärnas ålder till cirka 13 miljarder år. Beräkningarna utfördes vid universiteten i Mainz och Basel av grupper ledda av Karl-Ludwig Kratz och Friedrich-Karl Thielemann. För andra ultrametallfattiga stjärnor (CS31082-001, BD + 17 ° 3248 och HE 1523-0901) har liknande ålder härletts genom torium/uran-förhållanden.
Referenser
[redigera | redigera wikitext]- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, Sneden’s Star, 3 januari 2020.
- Beers T.C., Preston G.W., Shectman S.A., A search for stars of very low metal abundance. I., Astron. J., 90, 2089-2102 (1985)
- Beers T.C., Preston G.W., Shectman S.A., A search for stars of very low metal abundance. II., Astron. J., 103, 1987-2034 (1992)
- Kratz, Karl-Ludwig; Bitouzet, Jean-Philippe; Thielemann, Friedrich-Karl; Moeller, Peter; Pfeiffer, Bernd, Isotopic r-process abundances and nuclear structure far from stability - Implications for the r-process mechanism, Astrophysical Journal, vol. 403, no. 1, p. 216-238 (1993)
- Sneden, Christopher; McWilliam, Andrew; Preston, George W.; Cowan, John J.; Burris, Debra L.; Armosky, Bradley J., The Ultra--Metal-poor, Neutron-Capture--rich Giant Star CS 22892-052, Astrophysical Journal v.467, p. 819 (1996)
- Cowan, John J.; Pfeiffer, B.; Kratz, K.-L.; Thielemann, F.-K.; Sneden, Christopher; Burles, Scott; Tytler, David; Beers, Timothy C., R-Process Abundances and Chronometers in Metal-poor Stars The Astrophysical Journal, Volume 521, Issue 1, pp. 194–205 (1999)
Noter
[redigera | redigera wikitext]- ^ [a b c d] http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=BPS+CS22892-0052
- ^ [a b c d e] https://www.universeguide.com/star/snedensstar. Hämtad 2020-01-03.
- ^ https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018ATel11296....1R/abstract. Hämtad 2019-10-02.
- ^ https://iopscience.iop.org/article/10.1086/375491/fulltext/. Hämtad 2020-01-05-
