Psi Ursae Majoris
| Psi Ursae Majoris (ψ) | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Stora Björnen |
| Rektascension | 11t 09m 39,80868s[1] |
| Deklination | 44° 29′ 54,5520″[1] |
| Skenbar magnitud () | + 3,01[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | K1 III[3] |
| U–B | +1,12[2] |
| B–V | +1,14[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -3,39[4] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -62,02[1] mas/år Dek.: -27,41[1] mas/år |
| Parallax () | 22,57 ± 0,14[1] |
| Avstånd | 144,5 ± 0,9 lå (44,3 ± 0,3 pc) |
| Absolut magnitud () | -0,27[5] |
| Detaljer | |
| Radie | 19,7 ± 0,6[6] R☉ |
| Luminositet | 148 ± 12[6] L☉ |
| Temperatur | 4 520[3] K |
| Metallicitet | -0,13[6] till 0,16[3] dex |
| Vinkelhastighet | 5,5[7] km/s |
| Ålder | 1,11 ± 0,39[8] miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| ψ Ursae Majoris, ψ UMa, Psi UMa, 52 Ursae Majoris, BD +45 1897, FK5 420, GC 15340, HD 96833, HIP 54539, HR 4335, PPM 52277, SAO 43629.[9] | |
Psi Ursae Majoris (ψ Ursae Majoris, förkortat Psi UMa, ψ UMa) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en stjärna belägen i den mellersta delen av stjärnbilden Stora Björnen. Den har en skenbar magnitud på 3,01[2] och är klart synlig för blotta ögat. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 22,6 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 145 ljusår (ca 44 parsek) från solen. Den är tillräckligt nära för att stjärnans magnitud bara minskas med 0,05 enheter på grund av avmattning.[4]
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]Psi Ursae Majoris är en orange till röd jättestjärna av spektralklass K1 III[3], som anger att detta är en utvecklad jättestjärna som har förbrukat förrådet av väte i sin kärna. Den har expanderat till en radie som är ca 20[6] gånger så stor som solens och utsänder från dess fotosfär ca 148[6] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur på ca 4 520[7] K.
Psi Ursae Majoris ingår i Vintergatans tunna skiva. Den följer en bana med en låg excentricitet på 0,02, som ligger mellan 26 500 till 27 800 ljusår från galaxens centrum. Den låga lutningen hos omloppsbanan betyder att stjärnan kommer att avvika med endast ca 130 ljusår från det galaktiska planet.[8]
Källor
[redigera | redigera wikitext]- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.
Referenser
[redigera | redigera wikitext]- ^ [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
- ^ [a b c d] Jennens, P. A.; Helfer, H. L. (September 1975), "A new photometric metal abundance and luminosity calibration for field G and K giants.", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 172: 667–679, Bibcode:1975MNRAS.172..667J, doi:10.1093/mnras/172.3.667
- ^ [a b c d] Frasca, A.; et al. (December 2009), "REM near-IR and optical photometric monitoring of pre-main sequence stars in Orion. Rotation periods and starspot parameters", Astronomy and Astrophysics, 508 (3): 1313–1330, Bibcode:2009A&A...508.1313F, doi:10.1051/0004-6361/200913327
- ^ [a b] Famaey, B.; et al. (January 2005), "Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data. Revisiting the concept of superclusters", Astronomy and Astrophysics, 430: 165–186, arXiv:astro-ph/0409579 , Bibcode:2005A&A...430..165F, doi:10.1051/0004-6361:20041272
- ^ 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.
- ^ [a b c d e] Piau, L.; et al. (February 2011), "Surface convection and red-giant radius measurements", Astronomy and Astrophysics, 526: A100, arXiv:1010.3649 , Bibcode:2011A&A...526A.100P, doi:10.1051/0004-6361/201014442
- ^ [a b] Massarotti, Alessandro; et al. (January 2008). "Rotational and Radial Velocities for a Sample of 761 HIPPARCOS Giants and the Role of Binarity". The Astronomical Journal. 135 (1): 209–231. Bibcode:2008AJ....135..209M. doi:10.1088/0004-6256/135/1/209.
- ^ [a b] Soubiran, C.; et al. (2008), "Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants", Astronomy and Astrophysics, 480 (1): 91–101, arXiv:0712.1370 , Bibcode:2008A&A...480...91S, doi:10.1051/0004-6361:20078788
- ^ "psi UMa -- Star", SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, hämtad 2012-01-16.
