Йота Центавра
| Йота Центавра | |
|---|---|
| Звезда | |
 | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|
| Прямое восхождение | 13ч 20м 35.82с −36° 42′ 44,24″ |
| Склонение | 13ч 20м 35.82с −36° 42′ 44,24″ |
| Расстояние |
58,8 ± 0,2 св. лет (18,02 ± 0,06 пк) |
| Видимая звёздная величина (V) | 2,73 |
| Созвездие | Центавр |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | 0,1 [1] км/c |
| Собственное движение | |
| • прямое восхождение | −341,11 mas в год |
| • склонение | −86,14 mas в год |
| Параллакс (π) | 55,49 ± 0,17 mas |
| Абсолютная звёздная величина (V) | 1,47 |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс | A2V C |
| Физические характеристики | |
| Масса | 2,5 M⊙ |
| Возраст | 350⋅106 лет |
| Температура | 8600 K |
| Светимость | 26 L⊙ |
| Металличность | 35% |
| Коды в каталогах | |
| ι Cen, CD−36°8497, GJ 508.1, FK5 496, HD 115892, HIP 65109, HR 5028, SAO 204371.[1] | |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | данные |
Йота Центавра (ι Cen / ι Centauri) — обозначение Байера звезды в южном созвездии Центавр примерно в 18 пк от Земли[2]. Йота Центавра имеет видимую величину 2,73m, что делает её легко видимой невооружённым глазом.
Характеристики звёздной системы[править]
Относится к бело-жёлтым звёздам главной последовательности спектрального класса А2V.[3] Является молодой переменной звездой с хромосферной активностью, сила магнитного поля составляет 77±30 Гс[1]. Считается, что Йота Центавра принадлежит к звёздной кинематической группе рассеянного звёздного скопления IC 2391, которая состоит примерно из 16 сопутствующих звёзд, сформировавшихся в одном молекулярном облаке по крайней мере 45 миллионов лет назад[4].
Излучение Йоты Центавра обладает избытком инфракрасного излучения, что указывает на наличие околозвёздного пылевого диска. Диск расположен на расстоянии 6 а. е. от звезды и обладает необычно большой яркостью для её возраста 350⋅106 лет. Последнее объясняется либо частыми катастрофическими столкновениями между планетезималями, либо их необычными физическими свойствами, которые приводят к избыточному количеству пыли в диске[5].
См. также[править]
Примечания[править]
- ↑ 1,0 1,1 1,2 (фр.) iot Cen (англ.). SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- ↑ van Leeuwen, F. (November 2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics Т. 474 (2): 653–664, DOI 10.1051/0004-6361:20078357
- ↑ Saffe, C.; Gómez, M.; Pintado, O. & González, E. (October 2008), Spectroscopic metallicities of Vega-like stars, Astronomy and Astrophysics Т. 490 (1): 297–305, DOI 10.1051/0004-6361:200810260
- ↑ Nakajima, Tadashi; Morino, Jun-Ichi & Fukagawa, Misato (September 2010), Potential Members of Stellar Kinematical Groups within 20 pc of the Sun, The Astronomical Journal Т. 140 (3): 713–722, DOI 10.1088/0004-6256/140/3/713
- ↑ Quanz, Sascha P.; Kenworthy, Matthew A.; Meyer, Michael R. & Girard, Julien H. V. (August 2011), Searching for Gas Giant Planets on Solar System Scales: VLT NACO/APP Observations of the Debris Disk Host Stars HD172555 and HD115892, The Astrophysical Journal Letters Т. 736 (2): L32, DOI 10.1088/2041-8205/736/2/L32
