Tau Cancri
| Tau Cancri (τ) | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Kräftan |
| Rektascension | 09t 08m 00,04963s[1] |
| Deklination | +29° 39′ 15,2428″[1] |
| Skenbar magnitud () | 5,42[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | G8 III[3] |
| U–B | +0,57[2] |
| B–V | +0,898[2] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | -13,90 ± 0,14[4] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -32,51[1] mas/år Dek.: +2,79[1] mas/år |
| Parallax () | 11,92 ± 0,39[1] |
| Avstånd | 274 ± 9 lå (84 ± 3 pc) |
| Absolut magnitud () | +0,81[5] |
| Detaljer | |
| Massa | 2,42 ± 0,09[4] M☉ |
| Radie | 7,76 ± 0,51[4] R☉ |
| Luminositet | 40[4] L☉ |
| Temperatur | 5 153[4] K |
| Metallicitet | -0,06[4] dex |
| Vinkelhastighet | 1,95 ± 0,45[4] km/s |
| Ålder | 620 ± 60[4] miljoner år |
| Andra beteckningar | |
| τ Cnc, 72 Cancri, BD+30° 1817, FK5 2719, HD 78235, HIP 44818, HR 3621, SAO 80650 [6] | |
Tau Cancri (τ Cancri, förkortad Tau Cnc, τ Cnc), som är stjärnans Bayer-beteckning, är en ensam stjärna[3] i norra delen av stjärnbilden Kräftan. Den har en skenbar magnitud av 5,42[2] och är synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 11,9 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd av ca 274 ljusår (84 parsek) från solen.
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]Tau Cancri är en gul till vit jättestjärna av spektralklass G8 III[3] och ingår i röda klumpen på horisontella grenen, vilket anger att den genererar energi genom fusion av helium i dess kärna.[7] Den har en massa som är ca 2,4[4] gånger solens massa, en radie som är ca 7,8[4] gånger solens radie och avger ca 40[4] gånger mer energi än solen från dess fotosfär vid en effektiv temperatur på ca 5 200 K.[4]
Tau Cancri är en mikrovariabel, som visar en variation av skenbar magnitud på 0,04 enhter.[8]
Se även
[redigera | redigera wikitext]Referenser
[redigera | redigera wikitext]- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, 27 mars 2019.
Noter
[redigera | redigera wikitext]- ^ [a b c d e f] 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.
- ^ [a b c d] Argue, A. N. (1963), "UBV photometry of 300 G and K type stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 125 (6): 557, Bibcode:1963MNRAS.125..557A, doi:10.1093/mnras/125.6.557
- ^ [a b c] 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.
- ^ [a b c d e f g h i j k l] 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.
- ^ Da Silva, Ronaldo; et al. (2015), "Homogeneous abundance analysis of FGK dwarf, subgiant, and giant stars with and without giant planets", Astronomy & Astrophysics, 580: A24, Bibcode:2015A&A...580A..24D, doi:10.1051/0004-6361/201525770.
- ^ "tau Cnc". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2017-06-11.
- ^ Adelman, Saul J. (2001), "On the Photometric Variability of Red Clump Giants", Baltic Astronomy, 10: 593–597, Bibcode:2001BaltA..10..593A.
- ^ Adelman, S. J.; et al. (December 2000), "On the Variability of G0-G9 Stars", Information Bulletin on Variable Stars, 4993: 1, Bibcode:2000IBVS.4993....1A.
