HD 3443
| HD 3443 | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Valfisken |
| Rektascension | 00t 37m 20,7196 s[1] |
| Deklination | -24° 46′ 02,1843 ″[1] |
| Skenbar magnitud () | +5,57 (V)[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | G9 V[3] |
| B–V | 0,7[4] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +18,63[5] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: +1450,34[1] mas/år Dek.: -19,38[1] mas/år |
| Parallax () | 64,93 ± 1,85[1] |
| Avstånd | 50 ± 1 lå (15,4 ± 0,4 pc) |
| Absolut magnitud () | +5,31 ± 0,08[2] |
| Detaljer | |
| Massa | 0,915 ± 0,005[3] M☉ |
| Radie | 0,92 ± 0,05[6] R☉ |
| Luminositet | 1,2[7] L☉ |
| Temperatur | 5 449[7] K |
| Metallicitet | -0,12 (Fe/H) [2] dex |
| Vinkelhastighet | 2,7 ± 1,3[6] km/s |
| Ålder | 9,36[2] miljarder år |
| Andra beteckningar | |
| CCDM J00373-2446AB, CD-25 225, CPD-25 64, GJ 25, HIC 2941, HIP 2941, HR 159, IRAS 00348-2502, LHS 118, 2MASS J00372057-2446023, NLTT 2012, PLX 104, PPM 243033, SAO 166418, uvby98 100003443, WDS J00373-2446AB, WISEA J003721.81-244602.1 [8][3] | |
HD 3443 är en dubbelstjärna belägen i den södra delen av stjärnbilden Valfisken. Den har en kombinerad skenbar magnitud av ca 5,57[2] och är svagt synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 64,9[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 50 ljusår (ca 15 parsek) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca 19 km/s.[5]
Egenskaper
Primärstjärnan HD 3443 A är en gul till vit stjärna i huvudserien av spektralklass G9 V.[3] Den har större överskott av syre med 140 procent av solens,[9] men större underskott av tyngre element med en halt av järn av 75 procent av solens.[2] Den har en massa som är ca 0,9[3] solmassor, en radie som är ca 0,9[6] solradier och har ca 1,2 gånger solens utstrålning av energi[7] från dess fotosfär vid en effektiv temperatur av ca 5 450 K.[7]
Dubbelstjärnan, med en omloppsbana med en halv storaxel av 8,9 AE,[7] och en excentricitet av 0,235[10] har fram till 2020 inte kunnat beläggas med någon omgivande stoftskiva.[7] Medan den beboeliga zonen kring stjärnorna sträcker sig från 0,55 till 0,95 AE från stjärnorna, skulle planetariska banor med en halv storaxel större än 1,87 AE bli instabila på rund av påverkan från den binära följeslagaren.[11]
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, HD 3443, 9 augusti 2021.
Noter
- ^ [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. S2CID 18759600.
- ^ [a b c d e f] Davidson, James W.; Baptista, Brian J.; Horch, Elliott P.; Franz, Otto; Van Altena, William F. (2009). "A Photometric Analysis of Seventeen Binary Stars Using Speckle Imaging". The Astronomical Journal. 138 (5): 1354–1364. doi:10.1088/0004-6256/138/5/1354.
- ^ [a b c d e] Andrade, Manuel (2019). "Colour-dependent accurate modelling of dynamical parallaxes and masses of visual binaries". Astronomy & Astrophysics. 630: A96. doi:10.1051/0004-6361/201936199.
- ^ https://www.universeguide.com/star/2941/59gcet. Hämtad 2021-09-17.
- ^ [a b] Pourbaix, D.; et al. (September 2004). "SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits". Astronomy and Astrophysics. 424: 727–732. arXiv:astro-ph/0406573. Bibcode:2004A&A...424..727P. doi:10.1051/0004-6361:20041213. S2CID 119387088.
- ^ [a b c] Justesen, A. B.; Albrecht, S. (2020). "The spin-orbit alignment of visual binaries". Astronomy & Astrophysics. 642: A212. arXiv:2008.12068. doi:10.1051/0004-6361/202039138. S2CID 221340982.
- ^ [a b c d e f] Su, Kate Y L.; Kennedy, Grant M.; Yelverton, Ben (2020). "No significant correlation between radial velocity planet presence and debris disc properties". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 495 (2): 1943–1957. arXiv:2005.03573. doi:10.1093/mnras/staa1316.
- ^ HD 3443 (u-strasbg.fr) |Hämtad 2021-09-16.
- ^ Maldonado, J.; Villaver, E. (2016). "Evolved stars and the origin of abundance trends in planet hosts". Astronomy & Astrophysics. 588: A98. arXiv:1602.00835. doi:10.1051/0004-6361/201527883. S2CID 119212009.
- ^ Pourbaix, D. (2000). "Resolved double-lined spectroscopic binaries: A neglected source of hypothesis-free parallaxes and stellar masses". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 145 (2): 215–222. doi:10.1051/aas:2000237.
- ^ Jaime, Luisa G.; Aguilar, Luis; Pichardo, Barbara (2014). "Habitable zones with stable orbits for planets around binary systems". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 443: 260–274. arXiv:1401.1006. doi:10.1093/mnras/stu1052.
Externa länkar
Media som används på denna webbplats
Författare/Upphovsman: IAU and Sky & Telescope magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg), Licens: CC BY 3.0
IAU Cetus chart
