HD 136138
|
Dane obserwacyjne Epoka J2000.0 Równonoc J2000.0 |
|
|---|---|
| Konstelacja | Węże |
| Rektascensja | 15 godz. 18 m 24,507 sek |
| Deklinacja | +20° 34′ 21,95″ |
| Pozorna wielkość (V) | 5,68 + 15,3 |
| Charakterystyka | |
| Etap ewolucyjny | Gałąź pozioma + biały karzeł |
| Typ widmowy | G8IIIa + DA1.7 |
| Indeks koloru B-V | 0,972 ± 0,004 |
| Typ zmiennej | Stały |
| Astrometria | |
| Prędkość radialna (R v ) | −7,74 ± 0,07 km/s |
| Ruch własny (μ) | RA: -12,993 mas / rok Grudzień: -22,380 mas / rok |
| Paralaksa (π) | 7,7902 ± 0,2193 mas |
| Dystans | 420 ± 10 ly (128 ± 4 szt .) |
| Wielkość bezwzględna (M V ) | 0,65 ± 0,15 |
| Orbita | |
| Okres (P) | 506,45 ± 0,18 d |
| Półoś wielka (a) |
4,14 ± 0,52 cala ( ≥ 41,76 ± 0,34 gramów ) |
| Ekscentryczność (e) | 0,3353 ± 0,0056 |
| Nachylenie (i) | 42,9 ± 6,7 ° |
| Długość geograficzna węzła (Ω) | 207,0 ± 7,4 ° |
| Epoka periastronu (T) | 2453240,3 ± 1,3 MJD |
|
Argument periastronu (ω) (drugorzędny) |
35,0 ± 1,4 ° |
|
Półamplituda (K 1 ) (pierwotna) |
6,340 ± 0,044 km/s |
| Szczegóły | |
| _ | |
| Masa | 1,84 ± 0,40 M ☉ |
| Promień | 10,3 R ☉ |
| Jasność | 56,2 l ☉ |
| Ciężar powierzchniowy (log g ) | 2,68 CG |
| Temperatura | 4960 ± 100 K |
| Metaliczność [Fe/H] | −0,08 ± 0,09 dek |
| Wiek | 1,45 żyr |
| B | |
| Masa | 0,59 ± 0,12 lub 0,79 ± 0,09 M ☉ |
| Ciężar powierzchniowy (log g ) | 8,25 ± 0,15 cgs |
| Temperatura | 30 400 ± 780 K |
| Inne oznaczenia | |
| Odniesienia do bazy danych | |
| SIMBAD | dane |
HD 136138 lub HR 5692 to układ podwójny gwiazd w segmencie Serpens Caput konstelacji Węża . Ma złoty odcień jak Słońce i jest słabo widoczny gołym okiem z pozorną jasnością wizualną 5,68; lekki wkład towarzysza jest faktycznie znikomy. Układ ten znajduje się w odległości około 420 lat świetlnych od Słońca w oparciu o paralaksę . Zbliża się z prędkością radialną -7,7 km/s i ma a ruch własny 23,5 mas · rok −1 .
Zmienność prędkości radialnej tej gwiazdy została opisana przez JR de Medeiros i M. Mayor w 1999 roku, a jako układ podwójny została potwierdzona przez A. Frankowskiego i współpracowników w 2007 roku przy użyciu pomiarów ruchu właściwego. Jest to nierozwiązany, jednoliniowy spektroskopowy układ podwójny z okresem orbitalnym 1,39 roku i ekscentrycznością (owalnością) 0,335. Właściwe pomiary ruchu pozwalają oszacować nachylenia orbity na ~43°. Ich półoś wielka znajduje się w odległości około 2,0 AU , czyli dwukrotności odległości od Ziemi do Słońca.
Gwiezdna klasyfikacja głównego składnika to G8IIIa, co wskazuje, że jest to wyewoluowany olbrzym typu G , który wyczerpał zapasy wodoru w swoim jądrze . Jest to czerwony olbrzym , który wytwarza energię poprzez syntezę helu w jądrze . Istnieją pewne niejednoznaczne dowody na to, że jest to łagodna gwiazda barowa klasy Ba0.3, z widmami pokazującymi marginalne nadmiary pierwiastków procesu s . Niski poziom emisji promieniowania rentgenowskiego korony gwiazdy .
Wysoki poziom strumienia ultrafioletowego pochodzącego z tego układu silnie sugeruje, że towarzyszem jest zwarty biały karzeł . Szacunki masy określają ją na 0,6 do 0,8 masy Słońca, a temperatura wynosi około 30 400 K. Możliwe, że wcześniejsza ewolucja tego składnika skaziła jego partnera pierwiastkami procesu s, chociaż wynikająca z tego interakcja powinna w pewnym stopniu zakreśliły orbitę. Karzeł ma wizualną wielkość 15,3 i klasę atmosfery zdominowaną przez wodór DA1,7.