감마 코마에 베레니스

Gamma Comae Berenices
γ 코마에 베레니스
관측 데이터
EpochJ2000.0이쿼녹스J2000.0(ICRS)
별자리 코마테 베레니스
우측 상승 12h 26m 56.27207s[1]
탈위임 +28° 16′ 06.3211″[1]
겉보기 크기(V) 4.36[2]
특성.
스펙트럼형 K1 III Fe0.5[3]
U-B색지수 +1.16[2]
B-V색지수 +1.13[2]
R-I 색지수 +0.51[4]
아스트로메트리
방사 속도(Rv)+3.38±0.11km[5]/s
적정운동(μ) RA: −83.990 ± 0.418[6]mas/yr
Dec.: −82.216 ± 0.345[6]mas/yr
시차(시차)19.2552 ± 0.2371 마스[6]
거리169 ± 2 리
(51.9 ± 0.6 pc)
절대치수(MV)0.76[7]
세부사항[8]
미사1.65±0.18 M☉
반지름11.76±0.14 R☉
루미도58.2±1.1 L☉
표면 중력(log g)2.53±0.05 cgs
온도4,652±18 K
금속성 [Fe/H]0.16±0.10 덱스를 만들다
회전 속도(v sin i)≤ 17km[4]/s
나이2.72±0.78 Gyr
기타 지정
γ Com, 15 Comae Berenice, BD+29° 2288, FK5 2999, GC 16964, HD 108381, HIP 60742, HR 4737, SAO 82313, PPM 101903[9]
데이터베이스 참조
심바드자료

γ 코메 베레니스의 라틴어로 표기된 감마 코메 베레니스는 혼수 베레니스의 북쪽 별자리에 [10]있는 주황색의 단일 별이다.그것은 육안으로 희미하게 보여서 겉으로 보이는 4.36의 시야를 가지고 있다.[2]지구에서 볼 수 있는 19.50마스의 연간 시차 변화를 바탕으로, 그것의 거리는 태양으로부터 약 167광년으로 추정할 수 있다.이 별은 방사상 속도 +3 km/s로 태양으로부터 멀어지고 있다.[5]

이것은 K1 III Fe0.5의 별 분류를 가진 진화된 K형 거성이다.[3]접미사 표기법은 항성이 그 스펙트럼에 철의 과잉을 표시한다는 것을 나타낸다.27억 살의 수평가지에 가장 가능성이(91% 확률) 있다.만약 이것이 사실이라면, 태양 질량의 1.65배로 추정되고 태양 반지름의 거의 12배까지 확장되었다.이 별은 약 4,652 K의 유효 온도에서 확대된 광권으로부터 태양의 58배의 광도를 방출하고 있다.[8]감마 코마에 베레니스는 혼수성단의 일부로 나타나지만 실제로 이 성단의 구성원은 아닐 것이다.[11]

참조

  1. ^ a b van Leeuwen, F. (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.
  2. ^ a b c d Haupt, H. F.; Schroll, A. (1974), "Photoelektrische Photometrie von Shell-Sternen", Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 15: 311, Bibcode:1974A&AS...15..311H.
  3. ^ a b Keenan, Philip C; McNeil, Raymond C (1989), "The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars", Astrophysical Journal Supplement Series, 71: 245, Bibcode:1989ApJS...71..245K, doi:10.1086/191373.
  4. ^ a b Hoffleit, D.; Warren, Jr., W. H., "HR 4737 database entry", The Bright Star Catalogue (5th Revised (Preliminary Version) ed.)
  5. ^ 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 (1): 165–186, arXiv:astro-ph/0409579, Bibcode:2005A&A...430..165F, doi:10.1051/0004-6361:20041272, S2CID 17804304
  6. ^ a b c Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. 이 소스에 대한 가이아 DR2 기록 VizieR.
  7. ^ Hekker, S.; et al. (August 2006), "Precise radial velocities of giant stars. I. Stable stars", Astronomy and Astrophysics, 454 (3): 943–949, arXiv:astro-ph/0604502, Bibcode:2006A&A...454..943H, doi:10.1051/0004-6361:20064946, S2CID 119529768
  8. ^ a b Reffert, Sabine; et al. (2015), "Precise radial velocities of giant stars. VII. Occurrence rate of giant extrasolar planets as a function of mass and metallicity", Astronomy and Astrophysics, 574A (2): 116–129, arXiv:1412.4634, Bibcode:2015A&A...574A.116R, doi:10.1051/0004-6361/201322360, S2CID 59334290.
  9. ^ * gam Com - 클러스터의 별, 데이터베이스 항목, SIMBAD.2010년 10월 12일 회선에서 접속.
  10. ^ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (September 2008), "A catalogue of multiplicity among bright stellar systems", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389 (2): 869–879, arXiv:0806.2878, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, S2CID 14878976.
  11. ^ Tonkin, Stephen F. (2007), Binocular astronomy, Springer, p. 124, ISBN 978-1-84628-308-6.