Tau Sagittarii

Från Wikipedia
Hoppa till navigering Hoppa till sök
Tau Sagittarii (τ)
Sagittarius IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildSkytten
Rektascension19t 06m 56,40897s[1]
Deklination-27° 40′ 13,5189″[1]
Skenbar magnitud ()+3,326[2]
Stjärntyp
SpektraltypK1 III[3]
U–B+1,185[2]
B–V+1,170[2]
Astrometri
Radialhastighet ()+45,4[4] km/s
Egenrörelse (µ)RA: -50,61[1] mas/år
Dek.: -249,80[1] mas/år
Parallax ()26,82 ± 0,86[1]
Avstånd122 ± 4  (37 ± 1 pc)
Absolut magnitud ()0,48[5]
Detaljer
Massa1,25[6] M
Radie15,71[6] R
Luminositet87,6[6] L
Temperatur4 459[6] K
Metallicitet−0,27[6] dex
Vinkelhastighet1,04[7] km/s
Ålder7,91[6] miljarder år
Andra beteckningar
τ Sagittarii, Tgr, Tau Sgr, 40 Sagittarii, CPD -27 ° 6617, FK5 1496, GC 26291, HD 177716, HIP 93864, HR 7234, PPM 269078, SAO 187683

Tau Sagittarii (τ Sagittarii, förkortat Tau Sgr, τ Sgr) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en stjärna belägen i den östra delen av stjärnbilden Skytten. Den har en skenbar magnitud på 3,33[2] och är synlig för blotta ögat som en av de ljusaste stjärnorna i stjärnbilden. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 26,8[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 122 ljusår (ca 37 parsek) från solen.

Nomenklatur[redigera | redigera wikitext]

Tau Sagittarii’’ var tillsammans med:

  • Gamma Sagittarii, Delta Sagittarii, Epsilon Sagittarii, Zeta Sagittarii, Sigma Sagittarii, Kaus Borealis och Phi Sagittarii, ingående i asterismen Tekannan.[8]
  • φ Sgr, σ Sgr, ζ Sgr och χ Sgr var Al Na'ām al Ṣādirah (النعم السادرة), de återkommande strutsarna.[9] Enligt stjärnkatalogen i det tekniska memorandumet 33-507 - A Reduced Star Catalog Containing 537 Named Stars var Al Na'ām al Ṣādiraheller Namalsadirah ursprungligen titeln för fyra stjärnor: φ Sgr som Namalsadirah I, τ Sgr som Namalsadirah II, χ1 Sgr som Namalsadirah III och χ2 Sgr som Namalsadirah IV.[10]
  • ν Sgr, ψ Sgr, ω Sgr, 60 Sgr och ζ Sgr var Al Udḥiyy, “strutsens rede”.[11]

Egenskaper[redigera | redigera wikitext]

Tau Sagittarii är en orange till röd jättestjärna av spektralklass K1 III[3]. Den är en röd klumpjätte, som har förbrukat vätet i dess kärna, passerat genom den röda jättegrenen och startat kärnfusion av helium i dess kärna.[12] Den har en massa som är ca 25[6] procent större än solens massa, en radie som är ca 16[6] gånger större än solens radie och utsänder från dess fotosfär ca 88[6] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur på ca 4 460[6] K.

Tau Sagittarii är en misstänkt dubbelstjärna, även om ingen följeslagare ännu har bekräftats. Ett lägre metallinnehåll (Fe-H-förhållandet är 54 procent lägre än solens) och en snabb egenrörelse (64 km/s, fyra gånger det lokala genomsnittet) i förhållande till solen tyder på att stjärnan är en besökare från en annan del av Vintergatan.

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, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
  2. ^ [a b c d] Celis S., L. (October 1975), "Photoelectric photometry of late-type variable stars", Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 22: 9–17, Bibcode:1975A&AS...22....9C
  3. ^ [a b] 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
  4. ^ Wilson, R. E. (1953). General Catalogue of Stellar Radial Velocities. Carnegie Institute of Washington D.C. Bibcode:1953GCRV..C......0W.
  5. ^ Cardini, D. (January 2005), "Mg II chromospheric radiative loss rates in cool active and quiet stars", Astronomy and Astrophysics, 430: 303–311, arXiv:astro-ph/0409683, Bibcode:2005A&A...430..303C, doi:10.1051/0004-6361:20041440.
  6. ^ [a b c d e f g h i j] Reffert, Sabine; et al. (2015). "Precise radial velocities of giant stars. VII. Occurrence rate of giant extrasolar planets as a function of mass and metallicity". Astronomy & Astrophysics. 574: A116. arXiv:1412.4634. Bibcode:2015A&A...574A.116R. doi:10.1051/0004-6361/201322360.
  7. ^ Hekker, S.; Meléndez, J. (2007). "Precise radial velocities of giant stars. III. Spectroscopic stellar parameters". Astronomy and Astrophysics. 475 (3): 1003. arXiv:0709.1145. Bibcode:2007A&A...475.1003H. doi:10.1051/0004-6361:20078233.
  8. ^ "Teapot". constellation-guide.com. Hämtad 2017-05-13.
  9. ^ Allen, R. H. (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (Reprint ed.). New York: Dover Publications Inc. p. 355. ISBN 0-486-21079-0. Hämtad 2012-09-04.
  10. ^ Rhoads, Jack W. (November 15, 1971), Technical Memorandum 33-507-A Reduced Star Catalog Containing 537 Named Stars (PDF), California Institute of Technology: Jet Propulsion Laboratory, hämtad 2017-07-05.
  11. ^ Allen, R. H. (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (Reprint ed.). New York: Dover Publications Inc. p. 355. ISBN 0-486-21079-0. Hämtad 2012-09-04.
  12. ^ Alves, David R. (2000). "K-Band Calibration of the Red Clump Luminosity". The Astrophysical Journal. 539 (2): 732. arXiv:astro-ph/0003329. Bibcode:2000ApJ...539..732A. doi:10.1086/309278.

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]