112 Herkules
|
Dane obserwacyjne Epoch J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| Konstelacja | Herkules |
| Rektascensja | 18 godz. 52 m 16,428 sek |
| Deklinacja | +21° 25′ 30,51″ |
| Pozorna wielkość (V) | 5.43 |
| Charakterystyka | |
| Typ widmowy | B9p Hg (B6,5V + A2V) |
| Indeks koloru B-V | −0,068 ± 0,008 |
| Typ zmiennej | Nic |
| Astrometria | |
| Prędkość radialna (R v ) | −19,8 ± 0,9 km/s |
| Ruch własny (μ) | RA: -7,526 mas / rok Grudzień: -10,231 mas / rok |
| Paralaksa (π) | 7,8558 ± 0,0728 mas |
| Dystans | 415 ± 4 ly (127 ± 1 szt ) |
| Wielkość bezwzględna (M V ) | −0,04 |
| Orbita | |
| Okres (P) | 6,36246 ± 0,00002 d |
| Ekscentryczność (e) | 0,11 ± 0,03 |
| Epoka periastronu (T) | 2452540,11 ± 0,03 JD |
|
Argument periastronu (ω) (drugorzędny) |
198 ± 2° |
|
Półamplituda (K 1 ) (pierwotna) |
17,0 ± 0,6 km/s |
|
Półamplituda (K 2 ) (wtórna) |
35 ± 2 km/s |
| Szczegóły | |
| Podstawowe | |
| Masa | ~5,0 mln ☉ |
| Promień | 2.888 zł ☉ |
| Jasność |
203 +4 −3 L ☉ |
| Ciężar powierzchniowy (log g ) | 4.1 CG |
| Temperatura | 12853 ± 89 K |
| Obrót | 12.419 dz |
| Prędkość obrotowa ( v sin i ) | 20 kilometrów na sekundę |
| Wtórny | |
| Masa | ~2,5 mln ☉ |
| Ciężar powierzchniowy (log g ) | 4,2 CG |
| Inne oznaczenia | |
| Odniesienia do bazy danych | |
| SIMBAD | dane |
112 Herculis to podwójny układ gwiazd w północnej konstelacji Herkulesa . Jest słabo widoczny gołym okiem z łączną pozorną wizualną wielkością 5,43. Składnik drugorzędny jest o około dwie magnitudo słabszy niż gwiazda główna. Odległość do tego układu wynosi około 415 lat świetlnych w oparciu o pomiary paralaksy . Zbliża się do Słońca z prędkością radialną -20 km/s.
Binarny charakter tego układu odkrył WF Meyer w 1926 r. Mierząc zmiany prędkości głównego składnika, wyznaczył okres orbitalny na 6,3624 dni. K. Osawa w 1959 roku znalazł gwiazdorską klasyfikację A4 III dla tej pary. WP Bidelman zauważył, że gwiazda pierwotna ma niezwykle silne linie zjonizowanego fosforu i została przypisana do klasy osobliwych gwiazd manganowych przez WLW Sargenta i L. Searle'a w 1962 roku, co dało wynikowy typ widmowy B9. W 1970 roku PS Conti nie znalazł żadnych dowodów na istnienie silnego pola magnetycznego .
W 1969 roku A. Cowley i współpracownicy odkryli dla tego układu klasę gwiazd B9p Hg, wskazującą na osobliwą gwiazdę z anomalią obfitości rtęci. CE Seligman w 1970 roku określił stosunek mas 2,06 ± 0,17 dla pary, co potwierdzało poszczególne klasy gwiazd B7V i A3V dla składników ciągu głównego . Ostrość linii widmowych sugerowała, że przynajmniej pierwotna obraca się synchronicznie ze swoim okresem orbitalnym. Bardziej szczegółowa analiza przeprowadzona przez Seligmana i LH Allena później w 1970 roku udoskonaliła klasyfikację do B6,5V i A2V. Obfitość pierwiastków dla obu gwiazd wydawała się podobna, chociaż obfitość drugorzędna była bardziej niepewna.
W 1975 r. gwiazda podstawowa została sklasyfikowana jako gwiazda rtęciowo-manganowa przez CR Cowleya i GCL Aikmana . TA Ryabchikova i współpracownicy w 1996 roku udoskonalili stosunek masy do 1,98 ± 0,03. Pierwotny wykazywał znaczne niedobory helu i rtęci, ale duży nadmiar żelaza. Składnik drugorzędny wykazywał obfitość podobną do gwiazdy Am . Jest to dwuliniowy spektroskopowy układ podwójny z okresem orbitalnym 6,36246 dni i ekscentrycznością (owalnością) 0,11. Począwszy od 2021 r., pomiary wykonane przez kosmiczny teleskop TESS pokazują okres rotacji pierwotnej wynoszący 12,4 dnia, co sugeruje, że nie obraca się ona synchronicznie ze swoją orbitą. TESS zarejestrował pewną zmienność strumienia , ale wynika to z ruchu orbitalnego – same gwiazdy nie wydają się być zmienne .
