Theta Hydrae

Från Wikipedia
Hoppa till navigering Hoppa till sök
Theta Hydrae (θ)
Hydra IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildVattenormen
Rektascension08t 43m 13,47499s[1]
Deklination+03° 23′ 55,1867″[1]
Skenbar magnitud ()+3,89[2]
Stjärntyp
SpektraltypB9.5 v + DA 1.6[3]
U–B-0,188[2]
B–V-0,065[2]
Astrometri
Radialhastighet ()-10,7 ± 0,3[4] km/s
Egenrörelse (µ)RA: +114,64[1] mas/år
Dek.: -313,94[1] mas/år
Parallax ()28,74 ± 1,55[1]
Avstånd113 ± 6  (35 ± 2 pc)
Absolut magnitud ()+0,92[5]
Detaljer
Massa2,52[3] M
Radie1,60[6] R
Luminositet52[5] L
Temperatur10 099 ± 145[7] K
Metallicitet-0,42 ± 0,09[7] dex
Vinkelhastighet95[8] km/s
Andra beteckningar
θ Hya, 22 Hydrae, BD+02° 2167, FK5 347, HD 79469, HIP 45336, HR 3665, SAO 117527. [9]

Theta Hydrae (θ Hydrae, förkortat Theta Hya, θ Hya) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en dubbelstjärna[10] belägen i den nordvästra delen av stjärnbilden Vattenormen. Den har en skenbar magnitud på 3,89[2] och är synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 28,7[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 113 ljusår (ca 35 parsek) från solen.

Egenskaper[redigera | redigera wikitext]

Primärstjärnan Theta Hydrae A är en blå till vit stjärna i huvudserien av spektralklass B9.5 V[3] och kan vara en Lambda Bootis-stjärna, vilket anger att den visar en underskott av järn i dess spektrum.[11] Den har emellertid också underskott på syre, vilket är en egenskap som inte delas av andra Lambda Bootis-stjärnor och kan istället vara en ovanlig typ B-stjärna.[12] Den har en massa som är ca 2,5[3] gånger större än solens massa, en radie som är ca 1,6[6] gånger större än solens och utsänder från dess fotosfär ca 52[5] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur av ca 10 100[7] K.

Theta Hydrae har en följeslagare av magnitud 9,9 belägen med en vinkelseparation på 29 bågsekunder.[13] År 1998 upptäcktes en omkretsande vit dvärgstjärna genom observation av dess röntgenstrålning. Denna degenererade stjärna måste ha utvecklats från en föregångare som en gång var större än den nuvarande primärstjärnan.[10] Burleigh och Barstow (1999) angav en beräknad massa till 0,68[10] gånger solens massa, medan Holberg et al. (2013) satte den så högt som 1,21[3] gånger solens massa. Det senare skulle placera den bortom den teoretiska övre gränsen för rester i form av en vit dvärg av typiska ensamma stjärnor som inte genomgått en sammanslagning eller massförlust.[14]

Referenser[redigera | redigera wikitext]

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

Noter[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, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  2. ^ [a b c d] Cousins, A. W. J. (1984), "Standardization of Broadband Photometry of Equatorial Standards", South African Astronomical Observatory Circulars, 8: 59, Bibcode:1984SAAOC...8...59C.
  3. ^ [a b c d e] Holberg, J. B.; et al. (November 2013), "Where are all the Sirius-like binary systems?", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 435 (3): 2077–2091, arXiv:1307.8047, Bibcode:2013MNRAS.435.2077H, doi:10.1093/mnras/stt1433.
  4. ^ Gontcharov, G. A. (November 2006), "Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35,495 Hipparcos stars in a common system", Astronomy Letters, 32 (11): 759–771, arXiv:1606.08053, Bibcode:2006AstL...32..759G, doi:10.1134/S1063773706110065.
  5. ^ [a b c] 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.
  6. ^ [a b] https://www.universeguide.com/star/thetahydrae. Hämtad 2018-11-16.
  7. ^ [a b c] Wu, Yue; et al. (January 2011), "Coudé-feed stellar spectral library – atmospheric parameters", Astronomy and Astrophysics, 525: A71, arXiv:1009.1491, Bibcode:2011A&A...525A..71W, doi:10.1051/0004-6361/201015014.
  8. ^ Zorec, J.; Royer, F. (January 2012), "Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities", Astronomy & Astrophysics, 537: A120, arXiv:1201.2052, Bibcode:2012A&A...537A.120Z, doi:10.1051/0004-6361/201117691.
  9. ^ "tet Hya". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2017-01-04.
  10. ^ [a b c] Burleigh, M. R.; Barstow, M. A. (January 1999), "Theta Hya: spectroscopic identification of a second B star+white dwarf binary", Astronomy and Astrophysics, 341: 795–798, arXiv:astro-ph/9810113, Bibcode:1999A&A...341..795B.
  11. ^ King, J. R. (July 1994), "Accretion from Circumstellar Discs and the Lambda-Bootis Phenomenon", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 269 (1): 209–217, Bibcode:1994MNRAS.269..209K, doi:10.1093/mnras/269.1.209.
  12. ^ Baschek, Bodo; Searle, Leonard (February 1969), "The Chemical Composition of the Lambda Bootis Stars", Astrophysical Journal, 155: 537, Bibcode:1969ApJ...155..537B, doi:10.1086/149890.
  13. ^ Privett, Grant; Jones, Kevin (2013), The Constellation Observing Atlas, The Patrick Moore Practical Astronomy Series, Springer Science & Business Media, p. 104, ISBN 1461476488.
  14. ^ Vennes, S.; Kawka, A. (September 2008), "On the empirical evidence for the existence of ultramassive white dwarfs", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389 (3): 1367–1374, arXiv:0806.4742, Bibcode:2008MNRAS.389.1367V, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13652.x.

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]