오메가세르펜티스
Omega Serpentis| 관측 데이터 Epoch J2000.0 이쿼녹스 J2000.0(ICRS) | |
|---|---|
| 별자리 | 세르펜스 |
| 우측 상승 | 15h 50m 17.54635s[1] |
| 탈위임 | +02° 11′ 47.4362″[1] |
| 겉보기 크기 (V) | +5.22[2] |
| 특성. | |
| 스펙트럼형 | G8 III[3] |
| U-B색지수 | +0.805[2] |
| B-V색지수 | +1.02[2] |
| 아스트로메트리 | |
| 방사 속도 (Rv) | -3.11±0.08km[4]/s |
| 고유 운동 (μ) | RA: +29.15[1]mas/yr Dec.: -47.31마스[1]/yr |
| 시차 (π) | 11.93 ± 0.28[1] 마스 |
| 거리 | 273 ± 6 리 (84 ± 2pc) |
| 절대치수 (MV) | +0.49[3] |
| 세부사항[4] | |
| 미사 | 1.20±0.24 M☉ |
| 반지름 | 10.48±0.52 R☉ |
| 루미도 | 69 L☉ |
| 표면 중력 (log g) | 2.88±0.03 cgs |
| 온도 | 4,797±16 K |
| 금속성 [Fe/H] | −0.26±0.02 덱스를 만들다 |
| 회전 속도 (v sin i) | 0.99±0.98km/s |
| 나이 | 3.94±2.16 Gyr |
| 기타 지정 | |
| 데이터베이스 참조 | |
| 심바드 | 자료 |
오메가세르펜티스(Omega Serpentis, Ω Serpentis)는 세르펜스 적도 별자리의 세르펜스 카푸트 부분 안에 있는[6] 외딴 별이다.육안으로 볼 수 있는 시각적 크기는 +5.22이다.[2]지구에서 볼 수 있는 11.93마스의 연간 시차 변화를 바탕으로 태양으로부터 약 273광년 떨어진 곳에 위치해 있다.그 거리에서는 성간 먼지로 인해 0.19의 소멸계수만큼 시각적 크기가 감소한다.[4]우르사 대류(Ursa Major Stream)의 일원으로, 우주를 통과하는 공통의 표제를 대략 따라 움직이는 이 별들의 외측 부분, 즉 코로나 사이에 놓여 있다.[7]
약 40억년 정도로 추정되는 오메가 서펜티스는 G8 III의 별 분류를 가진 진화된 G형 거성이다.[4][3]헬륨의 핵융합을 통해 핵에너지를 핵에너지로 발생시키고 있다는 뜻의 붉은 덩어리다.[8]이 별은 태양 질량의 120%로 추정되지만 태양의 반경 10.48배까지 확장되었다.유효온도 4,797K로 광권으로부터 태양 광도의 69배를 방사하고 있다.[4]
행성계
오카야마 행성 탐사 프로그램에 의해 2001-2003년 사이에 행해진 관찰은 오메가 서펜티스가 예비 기간 추정 312.3일로 주기적인 방사상 속도 변화를 겪고 있다는 것을 보여주었다.[9]2005년 이 발표에 이어 케플러 궤도를 따라 행성이 가장 잘 설명한 추가 관측을 실시해 2013년 행성의 존재를 확인했다.[3]이 동반자의 추정 궤도 주기는 277일, 반조르 축은 1.1AU, 편심률은 0.1이다.[3]
궤도의 기울기를 알 수 없기 때문에 행성의 질량에 대한 하한만 결정할 수 있다.그 물체는 적어도 목성의 170%의 질량을 가지고 있다.그러나 반조르 축과 행성 질량에 대한 이러한 값은 태양 질량의 2.17배인 채택된 항성 질량에 기초한다.[3]조프레 외 연구진(2015)의 보다 최근의 결과는 1.20 태양 질량의 낮은 별 질량 추정치를 제공한다.[4]
| 동반자 (별에서 순서대로) | 미사 | 세미마조르 축 (AU) | 궤도 주기 (일) | 편심성 | 기울기 | 반지름 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | ≥ 1.7 MJ | 1.1 | 277.02+0.52 −0.51 | 0.106+0.079 −0.069 | — | — |
참조
- ^ a b c d e 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.
- ^ a b c d Mermilliod, J.-C. (1986), "Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished)", Catalogue of Eggen's UBV Data, Bibcode:1986EgUBV........0M.
- ^ a b c d e f g Sato, Bun'ei; Omiya, Masashi; Harakawa, Hiroki; Liu, Yu-Juan; et al. (August 2013), "Planetary Companions to Three Evolved Intermediate-Mass Stars: HD 2952, HD 120084, and omega Serpentis", Publications of the Astronomical Society of Japan, 65 (4): 12, arXiv:1304.4328, Bibcode:2013PASJ...65...85S, doi:10.1093/pasj/65.4.85, S2CID 119248666, 85.
- ^ a b c d e f Jofré, E.; et al. (2015), "Stellar parameters and chemical abundances of 223 evolved stars with and without planets", Astronomy & Astrophysics, 574: A50, arXiv:1410.6422, Bibcode:2015A&A...574A..50J, doi:10.1051/0004-6361/201424474, S2CID 53666931, A50.
- ^ "ome Ser". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2017-03-23.
- ^ 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.
- ^ Chupina, N. V.; et al. (June 2006), "Kinematic structure of the corona of the Ursa Major flow found using proper motions and radial velocities of single stars", Astronomy and Astrophysics, 451 (3): 909–916, Bibcode:2006A&A...451..909C, doi:10.1051/0004-6361:20054009.
- ^ Puzeras, E.; et al. (October 2010), "High-resolution spectroscopic study of red clump stars in the Galaxy: iron-group elements", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 408 (2): 1225–1232, arXiv:1006.3857, Bibcode:2010MNRAS.408.1225P, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17195.x, S2CID 44228180.
- ^ Sato, Bun'ei; et al. (February 2005), "Radial-Velocity Variability of G-Type Giants: First Three Years of the Okayama Planet Search Program", Publications of the Astronomical Society of Japan, 57 (1): 97–107, Bibcode:2005PASJ...57...97S, doi:10.1093/pasj/57.1.97.
