WikiDer > Тау Писцис Аустрини - Википедия

Tau Piscis Austrini - Wikipedia
Тау Писцис Аустрини
Схема, показывающая положение звезд и границы созвездия Рыб Австрийского и его окрестностей
Cercle rouge 100% .svg
Расположение τ Piscis Austrini (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0      Равноденствие J2000.0 (ICRS)
СозвездиеPiscis Austrinus
Прямое восхождение22час 10м 08.78048s[1]
Склонение−32° 32′ 54.2687″[1]
Видимая величина (V)+4.945[2]
Характеристики
Спектральный типF6 V[3]
U − B индекс цвета+0.031[2]
B − V индекс цвета+0.488[2]
Астрометрия
Правильное движение (μ) РА: +428.96[1] мас/год
Декабрь: +13.35[1] мас/год
Параллакс (π)54.71 ± 0.28[1] мас
Расстояние59.6 ± 0.3 лы
(18.28 ± 0.09 ПК)
Абсолютная величина (MV)3.58[4]
Подробности
Масса1.34±0.13[5] M☉
Радиус1.45±0.04[5] р☉
Яркость2.82±0.09[5] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.11[6] cgs
Температура6,324[4] K
Металличность [Fe / H]−0.01[6] dex
Скорость вращения (v грехя)14.1±0.7[4] км / с
Возраст1.3[7] Гыр
Прочие обозначения
τ PsA, 15 Piscis Austrini, CPD−33° 6227, HD 210302, БЕДРО 109422, HR 8447, SAO 213602[8]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Тау Писцис Аустрини (τ Писцис Острини) - одиночный,[9] желто-белый оттенок звезда на юге созвездие из Piscis Austrinus. Это видно невооруженным глазом при видимая визуальная величина +4,9.[2] На основе годового параллакс сдвиг 54,71мас как видно с Земли,[1] звезда расположена 59,6световых лет от солнце.

Это Звезда главной последовательности F-типа с звездная классификация из F6 V.[3] Это около 1,3[7] миллиард лет с прогнозируемая скорость вращения из 14[4] км / с и показывает низкий уровень Мероприятия.[10] По оценкам, звезда в 1,34 раза больше масса Солнца и в 1,45 раза больше Радиус Солнца.[5] Он излучает 2,82[5] раз солнечная светимость из его фотосфера загар эффективная температура 6,324 тыс.[4] Эта звезда является кандидатом на размещение диск мусора, поскольку он отображал начальную избыток инфракрасного излучения это исчезло с дальнейшими наблюдениями.[11]

Именование

В Китайский, 天 錢 (Тиан Цянь), смысл Небесные деньги, относится к астеризму, состоящему из, относится к астеризму, состоящему из τ Piscis Austrini, 13 Piscis Austrini, θ Писцис Острини, ι Piscis Austrini и μ Piscis Austrini. Следовательно, китайское имя для τ Piscis Austrini сам 天 錢 五 (Тянь Цянь wǔ, Английский: Пятая Звезда Небесных Денег.)[12]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж ван Леувен, Ф. (2007), «Подтверждение нового сокращения Hipparcos», Астрономия и астрофизика, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007 A&A ... 474..653V, Дои:10.1051/0004-6361:20078357.
  2. ^ а б c d Гутьеррес-Морено, Аделина; и другие. (1966), Система фотометрических эталонов, 1, Publicaciones Universidad de Chile, Department de Astronomy, стр. 1–17, Bibcode:1966PDAUC ... 1 .... 1G.
  3. ^ а б Gray, R.O .; и другие. (Июль 2006 г.), «Вклад в проект по ближним звездам (NStars): спектроскопия звезд до M0 в пределах 40 пк-Южный образец», Астрономический журнал, 132 (1): 161–170, arXiv:Astro-ph / 0603770, Bibcode:2006AJ .... 132..161G, Дои:10.1086/504637.
  4. ^ а б c d е Ammler-von Eiff, M .; Райнерс, А. (июнь 2012 г.), «Новые измерения вращения и дифференциального вращения в звездах A-F: существуют ли две популяции дифференциально вращающихся звезд?», Астрономия и астрофизика, 542: 31, arXiv:1204.2459, Bibcode:2012A и A ... 542A.116A, Дои:10.1051/0004-6361/201118724, А116.
  5. ^ а б c d е Bruntt, H .; и другие. (Июль 2010 г.), «Точные фундаментальные параметры для 23 ярких звезд солнечного типа», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 405 (3): 1907–1923, arXiv:1002.4268, Bibcode:2010МНРАС.405.1907Б, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.16575.x.
  6. ^ а б Мальдонадо, Дж .; и другие. (Июль 2015 г.), "Поиск признаков образования планет в звездах с помощью дисков околозвездного мусора", Астрономия и астрофизика, 579: 41, arXiv:1502.07100, Bibcode:2015A&A ... 579A..20M, Дои:10.1051/0004-6361/201525764, А20.
  7. ^ а б Holmberg, J .; и другие. (Июль 2009 г.), "Обзор Солнечной окрестности Женева-Копенгаген. III. Уточненные расстояния, возраст и кинематика", Астрономия и астрофизика, 501 (3): 941–947, arXiv:0811.3982, Bibcode:2009A & A ... 501..941H, Дои:10.1051/0004-6361/200811191.
  8. ^ "tau PsA - высокая звезда собственных движений", Астрономическая база данных SIMBAD, Центр астрономических исследований Донна в Страсбурге, получено 2017-05-17.
  9. ^ Eggleton, P.P .; Токовинин, А.А. (сентябрь 2008 г.), "Каталог множественности ярких звездных систем", Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 389 (2): 869–879, arXiv:0806.2878, Bibcode:2008МНРАС.389..869Э, Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.13596.x.
  10. ^ Meunier, N .; и другие. (Сентябрь 2012 г.), «Сравнение различных методов определения предела массы экзопланет с использованием выборки звезд промежуточного типа на главной последовательности», Астрономия и астрофизика, 545: 16, arXiv:1207.4329, Bibcode:2012A & A ... 545A..87M, Дои:10.1051/0004-6361/201219163, А87.
  11. ^ Ertel, S .; и другие. (Октябрь 2016 г.), "Интерферометрический обзор звезд-обломков в ближнем инфракрасном диапазоне. Поиски переменности V. PIONIER", Астрономия и астрофизика, 595: 6, arXiv:1608.05731, Bibcode:2016A & A ... 595A..44E, Дои:10.1051/0004-6361/201527721, А44.
  12. ^ (на китайском) AEEA (Выставочная и образовательная деятельность в области астрономии) 天文 教育 資訊 網 2006 年 7 月 5 日