Йота Центавра (Wkmg Eyumgfjg)
| Йота Центавра | |
|---|---|
| Звезда | |
 | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|
| Прямое восхождение | 13ч 20м 35,82с |
| Склонение | −36° 42′ 44,24″ |
| Расстояние |
58,8 ± 0,2 св. лет (18,02 ± 0,06 пк) |
| Видимая звёздная величина (V) | 2,73 |
| Созвездие | Центавр |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | 0,1 [1] км/c |
| Собственное движение | |
| • прямое восхождение | −341,11 mas в год |
| • склонение | −86,14 mas в год |
| Параллакс (π) | 55,49 ± 0,17 mas |
| Абсолютная звёздная величина (V) | 1,47 |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс | A2V C |
| Показатель цвета | |
| • B−V | 0,03 |
| • U−B | 0,01 |
| Физические характеристики | |
| Масса | 2,5 M⊙ |
| Радиус | 2,03 R☉ |
| Возраст | 350⋅106 лет |
| Температура | 8600 K |
| Светимость | 26 L⊙ |
| Металличность | 35% |
| Вращение | 90,3 ± 1 км/с[2] |
| Коды в каталогах | |
| ι Cen, CD−36°8497, GJ 508.1, FK5 496, HD 115892, HIP 65109, HR 5028, SAO 204371.[1] | |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | данные |
 Информация в Викиданных ? | |
Йота Центавра (ι Cen / ι Centauri) — обозначение Байера звезды в южном созвездии Центавр примерно в 18 пк от Земли[3]. Йота Центавра имеет видимую величину 2,73m, что делает её легко видимой невооружённым глазом.
Характеристики звёздной системы
[править | править код]Относится к бело-жёлтым звёздам главной последовательности спектрального класса А2V.[4] Является молодой переменной звездой с хромосферной активностью, сила магнитного поля составляет 77±30 Гс[1]. Считается, что Йота Центавра принадлежит к звёздной кинематической группе рассеянного звёздного скопления IC 2391, которая состоит примерно из 16 сопутствующих звёзд, сформировавшихся в одном молекулярном облаке по крайней мере 45 миллионов лет назад[5].
Излучение Йоты Центавра обладает избытком инфракрасного излучения, что указывает на наличие околозвёздного пылевого диска. Диск расположен на расстоянии 6 а. е. от звезды и обладает необычно большой яркостью для её возраста 350⋅106 лет. Последнее объясняется либо частыми катастрофическими столкновениями между планетезималями, либо их необычными физическими свойствами, которые приводят к избыточному количеству пыли в диске[6].
См. также
[править | править код]Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 3 (фр.) iot Cen (англ.). SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. — [База астрономических данных SIMBAD. Центр астрономических данных в Страсбурге].
- ↑ Díaz C. G., González J. F., Levato H., Grosso M. Accurate stellar rotational velocities using the Fourier transform of the cross correlation maximum (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2011. — Vol. 531. — 11 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201016386 — arXiv:1012.4858
- ↑ van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics (англ.), 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ↑ Saffe, C.; Gómez, M.; Pintado, O.; González, E. (October 2008), "Spectroscopic metallicities of Vega-like stars", Astronomy and Astrophysics (англ.), 490 (1): 297—305, arXiv:0805.3936, Bibcode:2008A&A...490..297S, doi:10.1051/0004-6361:200810260
- ↑ Nakajima, Tadashi; Morino, Jun-Ichi; Fukagawa, Misato (September 2010), "Potential Members of Stellar Kinematical Groups within 20 pc of the Sun", The Astronomical Journal (англ.), 140 (3): 713—722, Bibcode:2010AJ....140..713N, doi:10.1088/0004-6256/140/3/713
- ↑ Quanz, Sascha P.; Kenworthy, Matthew A.; Meyer, Michael R.; Girard, Julien H. V.; Kasper, Markus (August 2011), "Searching for Gas Giant Planets on Solar System Scales: VLT NACO/APP Observations of the Debris Disk Host Stars HD172555 and HD115892", The Astrophysical Journal Letters (англ.), 736 (2): L32, arXiv:1106.4528, Bibcode:2011ApJ...736L..32Q, doi:10.1088/2041-8205/736/2/L32
