Zeta Tucanae

Från Wikipedia
Hoppa till navigering Hoppa till sök
Zeta Tucanae (ζ)
Tucana IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildTukanen
Rektascension00t 20m 04,25995s[1]
Deklination-64° 52′ 29,2549″[1]
Skenbar magnitud ()+4,23[2]
Stjärntyp
SpektraltypF9.5 V[3]
U–B0,02[4]
B–V0,58[4]
VariabeltypIngen[5]
Astrometri
Radialhastighet ()8,8 ± 0,02[6] km/s
Egenrörelse (µ)RA: +1 707,42[1] mas/år
Dek.: +1 164,30[1] mas/år
Parallax ()116,46 ± 0,16[1]
Avstånd28,01 ± 0,04  (8,59 ± 0,01 pc)
Absolut magnitud ()4,67[7]
Detaljer
Massa0,99 ± 0,02[2] M
Radie1,08 ± 0,08[8] R
Luminositet1,26[8] L
Temperatur5 970[9] K
Metallicitet-0,07[9] dex
Vinkelhastighet3,0[10] km/s
Ålder2,1 - 3,02[4] miljarder år
Andra beteckningar
FK5 10, GCTP 54, Gl 17, HD 1581, HIP 1599, HR 77, LHS 5, LTT 167, SAO 248163, GC 401 [11]

Zeta Tucanae (ζ Tuc, förkortat Zeta Tuc, ζ Tuc) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en ensam stjärna belägen i den mellersta delen av stjärnbilden Tukanen. Den har en skenbar magnitud på 4,23[2] och är synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Trots att den har en något mindre massa är denna stjärna ljusare än solen.[2] Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 116,5[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 28 ljusår (ca 8,6 parsek) från solen. Den är en av de minst variabla stjärnorna som observerades under Hipparcos-uppdraget.[5][12]

Egenskaper[redigera | redigera wikitext]

Zeta Tucanae är en blå till vit stjärna i huvudserien av spektralklass F9.5 V[3]. Den har en massa som är omkring lika stor[2] som solens massa, en radie som likaledes är lika stor[8] som solens och utsänder från dess fotosfär ca 1,3[8] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur av ca 6 000[9] K.

Sammansättning och massa hos Zeta Tucanae är mycket lik solens, med en något lägre massa och en beräknad ålder av tre miljarder år. De solliknande egenskaperna gör den till ett intressant objekt till att undersöka den möjliga existensen av en livsbärande planet.[12]

Baserat på ett överskott av infraröd strålning vid våglängd 70 mikrometer, antas den ha en stoftskiva. Denna kretsar kring stjärnan med en minsta radie på 2,3 astronomiska enheter och har en utstrålning med en maximal temperatur på 218 K.[13] Fram till år 2009 hade ingen planet upptäckts i omlopp kring stjärnan.[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 e] Santos, N. C.; Israelian, G.; Mayor, M. (July 2001). "The metal-rich nature of stars with planets". Astronomy and Astrophysics. 373 (3): 1019–1031. arXiv:astro-ph/0105216. Bibcode:2001A&A...373.1019S. doi:10.1051/0004-6361:20010648.
  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. ^ [a b c] Johnson, H. L.; Iriarte, B.; Mitchell, R. I.; Wisniewskj, W. Z. (1966). "UBVRIJKL photometry of the bright stars". Communications of the Lunar and Planetary Laboratory. 4 (99): 99. Bibcode:1966CoLPL...4...99J.
  5. ^ [a b] Adelman, S. J. (February 2001). "Research Note Hipparcos photometry: The least variable stars". Astronomy and Astrophysics. 367 (1): 297–298. Bibcode:2001A&A...367..297A. doi:10.1051/0004-6361:20000567.
  6. ^ Evans, D. S. (June 20–24, 1966). "The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities". In Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick. Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30. University of Toronto: International Astronomical Union (published 1967). pp. 57–63. Bibcode:1967IAUS...30...57E.
  7. ^ Elgarøy, Øystein; Engvold, Oddbjørn; Lund, Niels (March 1999), "The Wilson-Bappu effect of the MgII K line - dependence on stellar temperature, activity and metallicity", Astronomy and Astrophysics, 343: 222–228, Bibcode:1999A&A...343..222E
  8. ^ [a b c d] Ghezzi, L.; et al. (September 2010), "Stellar Parameters and Metallicities of Stars Hosting Jovian and Neptunian Mass Planets: A Possible Dependence of Planetary Mass on Metallicity", The Astrophysical Journal, 720 (2): 1290–1302, arXiv:1007.2681, Bibcode:2010ApJ...720.1290G, doi:10.1088/0004-637X/720/2/1290
  9. ^ [a b c] Castro, S.; Porto de Mello, G. F.; da Silva, L. (May 1999). "Copper and barium abundances in the Ursa Major Moving Group". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 305 (3): 693–700. arXiv:astro-ph/9901209. Bibcode:1999MNRAS.305..693C. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02455.x.
  10. ^ O'Toole, S. J.; et al. (2009). "The Frequency of Low-mass Exoplanets". The Astrophysical Journal. 701 (2): 1732–1741. arXiv:0906.4619. Bibcode:2009ApJ...701.1732O. doi:10.1088/0004-637X/701/2/1732.
  11. ^ "LHS 5 -- High proper-motion Star". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2010-05-21.
  12. ^ [a b] Porto de Mello, Gustavo; del Peloso, Eduardo F.; Ghezzi, Luan (2006). "Astrobiologically Interesting Stars Within 10 Parsecs of the Sun". Astrobiology. 6 (2): 308–331. arXiv:astro-ph/0511180. Bibcode:2006AsBio...6..308P. doi:10.1089/ast.2006.6.308. PMID 16689649.
  13. ^ Trilling, D. E.; et al. (2008). "Debris Disks around Sun-like Stars". The Astrophysical Journal. 674 (2): 1086–1105. arXiv:0710.5498. Bibcode:2008ApJ...674.1086T. doi:10.1086/525514.
  14. ^ Kóspál, Ágnes; Ardila, David R.; Moór, Attila; Ábrahám, Péter (August 2009). "On the Relationship Between Debris Disks and Planets". The Astrophysical Journal Letters. 700 (2): L73–L77. arXiv:0907.0028. Bibcode:2009ApJ...700L..73K. doi:10.1088/0004-637X/700/2/L73.

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]