Ross 154
 Ross 154'ün Yay takımyıldızındaki konumu | |
| Gözlem verisi Dönem J2000 Ekinoks J2000 | |
|---|---|
| Takımyıldız | Yay takımyıldızı |
| Sağ açıklık | 18sa 49d 49.36378s[1] |
| Dik açıklık | −23° 50′ 10.4474″[1] |
| Görünür büyüklük (V) | 10.44[2] |
| Özellikler | |
| Tayfsal sınıf | M3.5V[2] |
| B−V renk ölçeği | 1.76[3] |
| Değişen yıldız türü | Parıltılı yıldız[4] |
| Astrometri | |
| Dikey hız (Rv) | -11,12±0,57[1] km/s |
| Özdevinim (μ) | RA: +639.368 mys/y[1] Dec.: −193.958 mys/y[1] |
| Iraklık açısı (π) | 336,0266 ± 0,0317 mys[1] |
| Uzaklık | 9,7063 ± 0,0009 ly (2,9760 ± 0,0003 pc) |
| Mutlak büyüklük (MV) | 13.07[2] |
| Ayrıntılar | |
| Kütle | 0.177 ± 0.004[5] M☉ |
| Yarıçap | 0.200 ± 0.008[5] R☉ |
| Işıma gücü | 0.004015±0.000048[5] L☉ |
| Yüzey kütle çekimi (log g) | 5.00 ± 0.05[6] cgs |
| Sıcaklık | 3,248+68 -66[5] K |
| Metallik [Fe/H] | −0.25[7] dex |
| Dönüş | 2.848 ± 0.001[8] gün |
| Dönüş hızı (v sin i) | 3.5 ± 1.5[7] km/s |
| Yaş | under 1[7] Milyar yıl |
| Katalog belirtmeleri | |
| Veritabanı kaynakları | |
| SIMBAD | veri |
(V1216 Sgr) olarak ta bilinen Ross 154 Yay takımyıldızı'nda bulunan bir yıldızdır. Görünür görsel büyüklüğü 10,44'tür,[2] bu da onu çıplak gözle görülemeyecek kadar sönük kılar. Ross 154'ü görebilmek için en azından ideal koşullar altında 65 cm (30 in) açıklığa sahip bir teleskop gereklidir.[10] Bu yıldıza olan uzaklık, paralaks ölçümlerinden tahmin edilebilir ve bu ölçümlere göre yıldız, Dünya'dan 9,71 ışık yılı (2,98 parsek) uzaklıktadır.[1] Bu yıldız, güney takımyıldızı Yay takımyıldızı'ndaki en yakın yıldız ve Güneş'e en yakın yıldızlardan biridir.
Tanım
[değiştir | kaynağı değiştir]Bu yıldız ilk olarak 1925 yılında Amerikalı astronom Frank Elmore Ross tarafından kataloglandı ve onun dördüncü yeni değişken yıldızlar listesinin bir parçasını oluşturdu.[11] 1926 yılında, bu yıldızın konumunu Amerikalı astronom E. E. Barnard tarafından daha önce çekilen fotoğraf plakalarıyla karşılaştırdıktan sonra, ölçülebilir Özdevinim gösteren yıldızların ikinci listesine ekledi.[12] 1937 yılında Walter O'Connell, Güney Afrika'nın Johannesburg kentindeki Yale teleskopundan alınan fotoğraf plakalarını kullanarak 0,362 ± 0,006 saniye ön paralaks değeri belirledi. Bu, yıldızı o zamanlar bilinen yakın yıldızlar arasında altıncı sıraya yerleştirdi.[13]
Ross 154'ün, büyük patlamalar arasındaki ortalama sürenin yaklaşık iki gün olduğu bir UV Ceti tipi Parıltılı yıldız olduğu tespit edilmiştir.[4] Bu tür ilk patlama aktivitesi, 1951 yılında Avustralya'dan gözlemlenmiş ve yıldızın parlaklığı 0,4 artmıştır.[15] Tipik olarak, yıldız bir parlama sırasında 3-4 büyüklük artar.[16] Yıldızın yüzeyindeki manyetik alanın gücü tahmini 2,2 ± 0,1 kG'dir.[17] Ross 154 bir X-ışını kaynağıdır ve birkaç X-ışını gözlemevi tarafından tespit edilmiştir. Sakin X-ışını parlaklığı yaklaşık 9 × 1027 erg s−1'dir.[7] Bu yıldızdan gelen X-ışını parlaması, Chandra gözlemevi tarafından gözlemlenmiştir ve özellikle 2,3 × 1033 erg'lik büyük bir parlama yaymaktadır.[7]
M3.5V[2] yıldız sınıflandırması ile bu yıldız, çekirdeğindeki hidrojenin nükleer füzyonu yoluyla enerji üreten bir kırmızı cüce yıldızdır. Tahmini Güneş'in kütlesinin %18'ine ve Güneş'in yarıçapının %20'sine sahiptir,[5] ancak Güneş'in parlaklığının sadece %0,4'ünü yaymaktadır.[5] Konveksiyonun sadece dış katmanlarda meydana geldiği Güneş'in aksine, bu kadar düşük kütleli bir kırmızı cüce tamamen konvektif olacaktır.[18] Nispeten yüksek öngörülen dönüş değerine göre, bu muhtemelen tahmini yaşı bir milyar yıldan az olan genç bir yıldızdır.[7] Helyumdan daha ağır elementlerin bolluğu Güneş'tekinden yaklaşık yarısı kadardır.[7]
Ross 154'ün yörüngesinde düşük kütleli eşler keşfedilmemiştir.[19] Ayrıca, yıldız çevresinde toz olduğunu gösteren aşırı kızılötesi emisyon seviyesi de görülmemektedir. Bu tür enkaz diskiler, yaklaşık 10 milyon yıldan daha eski M tipi yıldız sistemlerinde nadirdir ve esas olarak yıldız rüzgarının sürükleme etkisiyle ortadan kaldırılmıştır.[20] Bu yıldızın galaktik koordinat sistemindeki uzay hızı bileşenleri [U, V, W] = [–12,2, –1,0, –7,2] km s−1'dir.[21] Belirli bir yıldız hareketli grubu[22] üyesi olarak tanımlanmamıştır ve Samanyolu galaksisinde çekirdekten 2.765-30,66 kly (847,75-9,40 kpc) arasında değişen bir mesafede yörünge eksantrikliği 0,052 ile Samanyolu galaksisinde yörüngede dönmektedir.[23] Güneş'e göre düşük hızına dayanarak, bu yıldızın Güneş'ten daha düşük metalikliğe sahip olmasına rağmen genç bir disk (Population I) yıldızı olduğu düşünülmektedir.[24] Bu yıldız, yaklaşık 157.000 yıl sonra Güneş'e en yakın konumuna ulaşacak ve 6,39 ± 0,10 ly (1,959 ± 0,031 pc) mesafesine yaklaşacaktır.[25]
İlgili madde
[değiştir | kaynağı değiştir]Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ a b c d e f Gaia Collaboration; ve diğerleri. (2023). "Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties". Astronomy and Astrophysics. 674. arXiv:2208.00211
. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940.
VizieR'de bu kaynak için Gaia DR3 kaydı
- ^ a b c d e Staff (1 Ocak 2008), The One Hundred Nearest Star Systems, Research Consortium on Nearby Stars, 13 Mayıs 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi12 Haziran 2008
- ^ Corben, P. M.; ve diğerleri. (1972), "U, B, V photometry of 500 southern stars", Monthly Notes of the Astronomical Society of South Africa, 31, ss. 7-22, Bibcode:1972MNSSA..31....8C
- ^ a b Jarrett, A. H.; Grabner, G. (1976), "On the Period Between Flares of V1216 Sagittarii", Information Bulletin on Variable Stars, 1221 (1221), s. 1, Bibcode:1976IBVS.1221....1J
- ^ a b c d e f Pineda, J. Sebastian; ve diğerleri. (September 2021), "The M-dwarf Ultraviolet Spectroscopic Sample. I. Determining Stellar Parameters for Field Stars", The Astrophysical Journal, 918 (1), s. 23, arXiv:2106.07656 , Bibcode:2021ApJ...918...40P, doi:10.3847/1538-4357/ac0aea , 40
- ^ Mentuch, Erin; ve diğerleri. (2008), "Lithium Depletion of Nearby Young Stellar Associations", The Astrophysical Journal, 689 (2), ss. 1127-1140, arXiv:0808.3584 , Bibcode:2008ApJ...689.1127M, doi:10.1086/592764
- ^ a b c d e f g Wargelin, B. J.; ve diğerleri. (2008), "X-Ray Flaring on the dMe Star, Ross 154", The Astrophysical Journal, 676 (1), ss. 610-627, arXiv:0712.2791 , Bibcode:2008ApJ...676..610W, doi:10.1086/528702
- ^
Ibañez Bustos, R. V.; Buccino, A. P.; Messina, Sergio; Lanza, A. F.; Mauas, P. J. D. (December 2020), "Activity-rotation in the dM4 star Gl 729. A possible chromospheric cycle", Astronomy & Astrophysics, 644, arXiv:2011.10391 , Bibcode:2020A&A...644A...2I, doi:10.1051/0004-6361/202039164
- ^ "V* V1216 Sgr -- Flare Star", SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg12 Haziran 2008
- ^ Mills, H. Robert (1994), Practical Astronomy: A User-friendly Handbook for Skywatchers
, Horwood Publishing, ss. 199, ISBN 1-898563-02-0
- ^ Ross, Frank E. (1926), "New variable stars, (fourth list)", Astronomical Journal, 37, s. 91, Bibcode:1927AJ.....37Q..91R, doi:10.1086/104790
- ^ Ross, Frank E. (February 1926), "New proper-motion stars, (second list)", Astronomical Journal, 36 (856), ss. 124-128, Bibcode:1926AJ.....36..124R, doi:10.1086/104699
- ^ O'Connell, Walter (February 1938), "A faint star of large parallax", Astronomical Journal, 46 (1078), s. 204, Bibcode:1938AJ.....46..204O, doi:10.1086/105447
- ^ MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes, Space Telescope Science Institute8 Aralık 2021
- ^ Mayall, Margaret W. (February 1953), "Variable Star Notes", Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, 47, ss. 23-28, Bibcode:1953JRASC..47...23M
- ^ Costa, R.; Cristaldi, S.; Rodono, M. (1970), "Cooperative Observations of the Flare Star V1216 Sgr", Information Bulletin on Variable Stars, 461, ss. 1-4, Bibcode:1970IBVS..461....1C
- ^ Reiners, Ansgar; Basri, Gibor (February 2007), "The First Direct Measurements of Surface Magnetic Fields on Very Low Mass Stars", The Astrophysical Journal, 656 (2), ss. 1121-1135, arXiv:astro-ph/0610365 , Bibcode:2007ApJ...656.1121R, doi:10.1086/510304
- ^ Reiners, Ansgar; Basri, Gibor (March 2009), "On the magnetic topology of partially and fully convective stars", Astronomy and Astrophysics, 496 (3), ss. 787-790, arXiv:0901.1659 , Bibcode:2009A&A...496..787R, doi:10.1051/0004-6361:200811450
- ^ Hinz, Joannah L.; ve diğerleri. (2002), "A Near-Infrared Wide-Field Proper Motion Search for Brown Dwarfs", The Astronomical Journal, 123 (4), ss. 2027-2032, arXiv:astro-ph/0201140 , Bibcode:2002AJ....123.2027H, doi:10.1086/339555
- ^ Plavchan, Peter; Jura, M.; Lipscy, S. J. (October 2005), "Where Are the M Dwarf Disks Older Than 10 Million Years?", The Astrophysical Journal, 631 (2), ss. 1161-1169, arXiv:astro-ph/0506132 , Bibcode:2005ApJ...631.1161P, doi:10.1086/432568
- ^ "Annotations on V* V1216 Sgr object", SIMBAD18 Nisan 2010
- ^ Montes, D.; ve diğerleri. (2001), "Late-type members of young stellar kinematic groups - I. Single stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 328 (1), ss. 45-63, arXiv:astro-ph/0106537 , Bibcode:2001MNRAS.328...45M, doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x
- ^ Allen, C.; Herrera, M. A. (1998), "The galactic orbits of nearby UV Ceti stars", Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, 34, ss. 37-46, Bibcode:1998larm.confE.115A
- ^ Veeder, G. J. (1974), "Old disk flare stars", Astronomical Journal, 79, ss. 702-704, Bibcode:1974AJ.....79..702V, doi:10.1086/111600
- ^ Bobylev, V. V. (March 2010), "Searching for stars closely encountering with the solar system", Astronomy Letters, 36 (3), ss. 220-226, arXiv:1003.2160 , Bibcode:2010AstL...36..220B, doi:10.1134/S1063773710030060
Yararlı bağlantı
[değiştir | kaynağı değiştir]
