АссистентНовый вопросИсторияОбласти знаний
Партнёрские проектыМатериалы БРЭСпецпроектыСтать автором
Настроить видСменить язык
О РУВИКИ
Ответ на вопрос

B Киля

Pause

Статью о звезде b¹ Киля см. V376 Киля, статью о звезде b² Киля см. HD 77370.

B Киля (B Car) — звезда в созвездии Киля. Это жёлто-белая карликовая звезда спектрального класса F, имеющая видимый блеск +4.74, удалена от Земли на 69,8 световых лет. на территории России не наблюдается, видна лишь в южном полушарии, а в северном — вблизи экватора. Видна лишь в ясную ночь невооружённым глазом при хорошем зрении наблюдателя.

Общие сведения
B Киля
Звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 08ч 09м 0,70с
Склонение −61° 18′ 09″
Расстояние 69,8 ± 5, св. года (21,4 ± 1,5 пк)
Видимая звёздная величина (V) +4.74
Созвездие Киль
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 25,24 ± 0,63[1]
Собственное движение
 • прямое восхождение −113,75 ± 1,116[1]
 • склонение −297,923 ± 1,208[1]
Параллакс (π) 55,3398 ± 0,5399[1]
Спектральные характеристики
Спектральный класс F5V
Показатель цвета
 • B−V 0,43
Физические характеристики
Масса 1,28 M⊙
Возраст 2,43 млрд. лет
Температура 6305 K
Светимость 5 L⊙
Металличность 0,36
Вращение 15 км/с
Коды в каталогах
HR 3220, HD 68456, Gl 297.1, CP−60°1074, FK5 2636, HIP 39903, SAO 250131, GC 11115
Информация в базах данных
SIMBAD * B Car

Физические характеристики

HD 68456, как и Солнце, является звездой главной последовательности, имеющая спектральный класс F5V и температуру 6305 К[2]. Звезда на 28 % более массивная, чем Солнце[3], а её светимость 5 раз превосходит солнечную, ясно показывая насколько небольшое увеличение массы звезды влияет на количество излучения. Эта звезда моложе, чем Солнце, по оценкам, её возраст составляет 2,43 млрд лет[4]. Скорость вращения B Car составляет не менее 15 км/с[5], а её значение металличности составляет 44 % от солнечной ([Fe/H] = −0,36).

Первоначально космическая обсерватория IRAS указывала на HD 68456 в качестве возможного кандидата в пылевой диск Веги (α Лиры), однако последующие наблюдения с помощью космического телескопа Спитцер, свидетельствуют о низких значения инфракрасного излучения[2].

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
  2. ↑ 1 2 Saffe, C.; Gómez, M.; Pintado, O.; González, E. (2008). «Spectroscopic metallicities of Vega-like stars». Astronomy and Astrophysics 490 (1). pp. 297—305.
  3. ↑ Nordström, B.; Mayor, M.; Andersen, J.; Holmberg, J.; Pont, F.; Jørgensen, B. R.; Olsen, E. H.; Udry, S.; Mowlavi, N. (2004). «The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ˜14 000 °F and G dwarfs Архивная копия от 2 октября 2018 на Wayback Machine». Astronomy and Astrophysics 418. pp. 989—1019
  4. ↑ D. E. Trilling, G. Bryden, C. A. Beichman, G. H. Rieke, K. Y. L. Su, J. A. Stansberry, M. Blaylock, K. R. Stapelfeldt, J. W. Beeman & E. E. Haller (2008). «Debris Disks around Sun-like Stars». The Astrophysical Journal 674 (2). pp. 1086—1105.
  5. ↑ Chen, C. H.; Sargent, B. A.; Bohac, C.; Kim, K. H.; Leibensperger, E.; Jura, M.; Najita, J.; Forrest, W. J.; Watson, D. M.; Sloan, G. C.; Keller, L. D. (2006). «Spitzer IRS Spectroscopy of IRAS-discovered Debris Disks». The Astrophysical Journal Supplement Series 166 (1). pp. 351—377.

Дополнительно по теме

Категории

Pause