HD 84810

Не следует путать со звездой L Киля — заглавная буква L в обозначении.
HD 84810 (l Киля)
Звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Цефеида
Прямое восхождение 09ч 45м 14,80с
Склонение −62° 30′ 28″
Расстояние 1500 св. лет (460 пк)
Видимая звёздная величина (V) +3,69
Созвездие Киль
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +3,3[1] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение −12,88 mas в год
 • склонение +8,28 mas в год
Параллакс (π) 2,16 ± 0,47 mas
Абсолютная звёздная величина (V) -4,93
Спектральные характеристики
Спектральный класс G5Iab-Ib
Показатель цвета
 • B−V +1,02
 • U−B +0,77
Переменность классическая цефеида[3][4]
Физические характеристики
Масса 12 M⊙
Радиус 120 R⊙
Возраст ≈17 млн лет
Температура 5 091[2] K
Светимость 8 680 L⊙
Металличность 0,30[2]
Коды в каталогах
HR 3884, HD 84810, CP−61°1333, FK5 1254, HIP 47854, SAO 250683, GC 13462
Информация в базах данных
SIMBAD * l Car
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

HD 84810, также известная как l Киля (l Car) — звезда в созвездии Киля.

l Киля — жёлтый сверхгигант спектрального класса G с видимым блеском +3,4[5]. Расстояние до Земли — примерно 1600 световых лет[6].

По спектральному классу, l Киля относится к G5 Iab/Ib[7]. Это указывает, что звезда уже прошла первую стадию эволюции и перешла стадию сверхгигантов, увеличив радиус до размеров в 85 раз больше солнечного[8]. Как и прочие массивные звезды с массами в 8[7]-13[9] раз больше массы Солнца, она быстро истощила своё водородное топливо и превратилась в сверхгиганта приблизительно 33 млн. лет назад[7], проведя 15-17 млн. лет в качестве звезды главной последовательности[9].

l Киля классифицируется как переменная типа цефеида и её яркость изменяется с амплитудой 0,725 звездной величины с периодом 35,560 дня. Радиальная скорость звезды также изменяется на 39 км/с за каждый цикл пульсации[10]. Она имеет компактную околозвездную туманность, которую можно различить с помощью интерферометрии. Туманность была обнаружена при наблюдении в инфракрасной длине волны 10 мкм, её радиус составляет 10-100 а.е. при средней температуре 100 К. Материал этой туманности состоит из массы вещества, выброшенного центральной звездой[9].

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ Evans, D. S. (June 20-24, 1966), Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick (eds.), "Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30", Determination of Radial Velocities and their Applications, 30, University of Toronto: International Astronomical Union: 57, Bibcode:1967IAUS...30...57E. {{citation}}: |contribution= игнорируется (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (формат даты) (ссылка)
  2. ↑ 1 2 Luck, R. E. (September 1979), "The chemical compositions of nine southern supergiant stars", Astrophysical Journal, Part 1, 232: 797—806, Bibcode:1979ApJ...232..797L, doi:10.1086/157340.
  3. ↑ Klagyivik P., Szabados L. Observational studies of cepheid amplitudes. I. Period-amplitude relationships for galactic cepheids and interrelation of amplitudes (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2009. — Vol. 504, Iss. 3. — P. 959–972. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/200811464 — arXiv:0908.3561
  4. ↑ Skowron D. M., Skowron J., Mroz P., Udalski A., Pietrukowicz P., Soszynski I., Szymanski M. K., Poleski R., Kozlowski S., Ulaczyk K. et al. A three-dimensional map of the Milky Way using classical Cepheid variable stars (англ.) // Science / H. Thorp — Northern America: AAAS, 2019. — Vol. 365, Iss. 6452. — P. 478–482, 478—482. — ISSN 0036-8075; 1095-9203 — doi:10.1126/SCIENCE.AAU3181 — PMID:31371611 — arXiv:1806.10653
  5. ↑ Madore, B. F. (June 1975), "Photoelectric UBV photometry of Cepheids in the Magellanic Clouds and in the southern Milky Way", Astrophysical Journal Supplement Series, 29: 219—284, Bibcode:1975ApJS...29..219M, doi:10.1086/190342.
  6. ↑ van Leeuwen, F. (November 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.
  7. ↑ 1 2 3 Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (January 2011), "A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 410 (1): 190—200, arXiv:1007.4883, Bibcode:2011MNRAS.410..190T, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x.{{citation}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  8. ↑ Davis, J.; et al. (April 2009), "Observations of the pulsation of the Cepheid l Car with the Sydney University Stellar Interferometer", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 394 (3): 1620—1630, arXiv:0812.4791, Bibcode:2009MNRAS.394.1620D, doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14433.x.{{citation}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  9. ↑ 1 2 3 Kervella, P.; Mérand, A.; Gallenne, A. (May 2009), "The circumstellar envelopes of the Cepheids ℓ Carinae and RS Puppis. Comparative study in the infrared with Spitzer, VLT/VISIR, and VLTI/MIDI", Astronomy and Astrophysics, 498 (2): 425—443, arXiv:0902.1588, Bibcode:2009A&A...498..425K, doi:10.1051/0004-6361/200811307.
  10. ↑ Klagyivik, P.; Szabados, L. (September 2009), "Observational studies of Cepheid amplitudes. I. Period-amplitude relationships for Galactic Cepheids and interrelation of amplitudes", Astronomy and Astrophysics, 504 (3): 959—972, arXiv:0908.3561, Bibcode:2009A&A...504..959K, doi:10.1051/0004-6361/200811464.