U Antliae

U Antliae
	Położenie U Antliae (zakreślone)
; Dane obserwacyjne Epoka J2000 Equinox J2000
Konstelacja	Antlia
Rektascensja	10 godz. 35 m 12,852 sek
Deklinacja	−39° 33′ 45,32″
Pozorna wielkość (V)	5.27 - 6.04
Charakterystyka
Etap ewolucyjny	AGB
Typ widmowy	C-N3 (C5,3)
Indeks koloru U-B	7.10
Indeks koloru B-V	2,84
Typ zmiennej	FUNT
Astrometria
Prędkość radialna (R v )	41,00 km/s
Ruch własny (μ)	; RA: −31,372 ± 0,228 mas / rok Dec.: 2,371 ± 0,267 mas / rok
Paralaksa (π)	3,5717 ± 0,2043 mas
Dystans	; 910 ± 50 ly (280 ± 20 szt .)
Wielkość bezwzględna (M V )	−1,87
Detale
Promień	325 R ☉
Jasność	8000 litrów ☉
Temperatura	2800 tys
Inne oznaczenia
	HR 4153, HD 91793, HIP 51821, CD -38°6579, 2MASS J10351285-3933453, PPM 287864, AAVSO 1030–39, SAO 201533
Odniesienia do bazy danych
SIMBAD	dane

z ALMA przedstawiający muszle pyłowe wokół U Antliae

U Antliae (U Ant) to gwiazda zmienna w konstelacji Antlia . Jest to gwiazda węglowa otoczona dwiema cienkimi powłokami pyłu.

U Antliae to niezwykle czerwona gwiazda węglowa typu C. Te chłodne gwiazdy na asymptotycznej gałęzi olbrzyma są dodatkowo zaczerwienione przez silną utratę masy i pył, który tworzy się wokół gwiazdy. Obliczono, że efektywna temperatura powierzchni U Antliae wynosi 2800 K , chociaż docierające do nas światło przypomina bardziej ciało doskonale czarne o temperaturze 2300 K otoczone pyłem o temperaturze 72 K. Większość promieniowania emituje w podczerwieni i chociaż jest tylko około 500 razy jaśniejszy niż Słońce przy widzialnych długościach fal, jego jasność bolometryczna jest 8000 razy większa niż Słońca.

Wizualna krzywa blasku pasma T Antliae, z danych AAVSO

U Antliae to nieregularna gwiazda zmienna o pozornej jasności wahającej się między 5,27 a 6,04. Znajduje się około 900 lat świetlnych od Ziemi i jest otoczona dwiema powłokami pyłu, które prawdopodobnie zostały wyrzucone 14 000 i 10 000 lat temu. Dokładne pochodzenie i struktura powłok jest niepewna, prawdopodobnie z powodu zwiększonej utraty masy podczas impulsów termicznych , prawdopodobnie z powodu interakcji wiatru gwiazdowego z materią międzygwiazdową.