V1401 Aquilae
|
Dane obserwacyjne Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| Konstelacja | Akwila |
| Rektascensja | 20 godz. 05 m 05,41344 sek |
| Deklinacja | −11° 35′ 57,8964″ |
| Pozorna wielkość (V) | 6,38 (6,18 do 6,55) |
| Charakterystyka | |
| Typ widmowy | F2II |
| Indeks koloru B-V | 0,543 ± 0,023 |
| Typ zmiennej | Srd |
| Astrometria | |
| Prędkość radialna (R v ) | −12,1 ± 2,9 km/s |
| Ruch własny (μ) | RA: −2,585 mas / rok Grudzień: +15,629 mas / rok |
| Paralaksa (π) | 1,3722 ± 0,0441 mas |
| Dystans | 2380 ± 80 ly (730 ± 20 szt .) |
| Detale | |
| Masa | 4,1 mln ☉ |
| Promień | 35 R ☉ |
| Jasność |
656 1309 L ☉ |
| Ciężar powierzchniowy (log g ) | 1,49 ± 0,14 cgs |
| Temperatura | 6192 ± 90 K |
| Metaliczność [Fe/H] | −1,12 ± 0,08 dek |
| Inne oznaczenia | |
| Odnośniki do baz danych | |
| SIMBAD | dane |
V1401 Aquilae to pojedyncza, półregularna pulsująca gwiazda w konstelacji równikowej Orła . Ma oznaczenie HD 190390 z katalogu Henry'ego Drapera i był wcześniej oznaczony jako 64 Sagittarii . Status ewolucyjny gwiazdy jest niejasny i została sklasyfikowana jako obiekt po AGB , zmienna UU Herculis lub należąca do zmiennej podklasy W Virginis cefeid typu II . Jest słabo widoczny gołym okiem z pozorną wielkością wizualną , która oscyluje wokół 6,38. Na podstawie paralaksy , znajduje się w odległości około 2380 lat świetlnych . Leży 21,5° od płaszczyzny galaktyki.
Zmienność tej gwiazdy została ogłoszona przez W. Strohmeiera i współpracowników w 1965 r. C. Waelkens i M. Burnet w 1985 r. odkryli nieregularną zmienność fotometryczną z okresem około miesiąca i zasugerowali, że jest to kandydat na zmienną UU Herculis . JD Fernie w 1986 roku potwierdził zmienność i wstępnie zidentyfikował okresy 28,4 i 11,8 dnia. Odkrył bardzo niską grawitację z cechami muszli, co sugeruje potencjalną utratę masy. Analiza składu chemicznego przeprowadzona przez RE Lucka i współpracowników w 1990 roku wykazała łagodne wzmocnienie procesu s, a także litu, co wskazuje, że mógł on wyewoluować z bogatego w lit giganta.
Gwiezdna klasyfikacja V1401 Aql to F2II, co odpowiada jasnemu olbrzymowi typu F. Istnieją mocne dowody na to, że gwiazda ta należy do cefeid populacji II i może to być zmienna W Virginis. Na diagramie Hertzsprunga-Russella leży po niebieskiej (gorącej) stronie paska niestabilności cefeid dla populacji II gwiazdy. Przynależność do zmiennej klasy UU Herculis wydaje się mniej prawdopodobna, ponieważ ma stosunkowo normalną prędkość radialną i nie wykryto nadmiaru podczerwieni. Potwierdzono okres pulsacji wynoszący 28,6 dnia, ale zachowanie pulsacyjne tej gwiazdy jest złożone i nie udało się go z powodzeniem modelować za pomocą prostej harmonicznej pulsacji radialnej.
Gwiazda ma 40-krotny niedobór metali, co oznacza, że obfitość pierwiastków o większej masie jest znacznie mniejsza niż w Słońcu. Istnieje łagodne wzmocnienie procesu s , chociaż nie jest to uważane za wewnętrzne. Niektórzy badacze podejrzewali, że gwiazda znajduje się na etapie ewolucji po asymptotycznej gałęzi olbrzyma , ale nie zostało to potwierdzone na podstawie obfitości chemicznej.
