Zeta Leporis

Zeta Leporis
	Lokalizacja ζ Leporis (zakreślona) w pobliżu centrum
; Dane obserwacyjne Epoka J2000.0 Równonoc J2000.0
Konstelacja	Lepus
Rektascensja	05 godz. 46 m 57,34096 sek
Deklinacja	−14° 49′ 19,0199″
Pozorna wielkość (V)	3.524
Charakterystyka
Typ widmowy	A2 IV-V(n)
Indeks koloru U-B	+0,113
Indeks koloru B-V	+0,114
Astrometria
Prędkość radialna (R v )	20,0–24,7 km/s
Ruch własny (μ)	; RA: -14,54 mas / rok Grudzień: -1,07 mas / rok
Paralaksa (π)	46,28 ± 0,16 mas
Dystans	; 70,5 ± 0,2 ly (21,61 ± 0,07 szt .)
Wielkość bezwzględna (M V )	+1,88
Detale
Masa	1,46 mln ☉
Promień	1,5 R ☉
Jasność	14 litrów ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	4,41 CG
Temperatura	9772 tys
Metaliczność [Fe/H]	–0,76 dek
Prędkość obrotowa ( v sin i )	245 km/s
Wiek	231 ; +126 −181 Myr
Inne oznaczenia
	ζ Lep, 14 Leporis , BD –14° 1232, FK5 219, GCTP 1326, Gl 217.1, HD 38678, HIP 27288, HR 1998, SAO 150801, Wolf 9190.
Odnośniki do baz danych
SIMBAD	dane
ARICNS	dane

Zeta Leporis , zlatynizowana od ζ Leporis , to gwiazda oddalona o około 70,5 lat świetlnych (21,6 parseków ) w południowym konstelacji Lepus . Ma pozorną wizualną wielkość 3,5, która jest wystarczająco jasna, aby można ją było zobaczyć gołym okiem. W 2001 roku potwierdzono, że pas asteroid krąży wokół gwiazdy.

Elementy gwiazd

Zeta Leporis ma gwiazdową klasyfikację A2 IV-V (n), co sugeruje, że znajduje się w fazie przejściowej między gwiazdą ciągu głównego typu A a podolbrzymem . Przyrostek (n) wskazuje, że linie absorpcyjne w widmie gwiazdy wydają się mgliste, ponieważ gwiazda szybko się obraca, co powoduje poszerzenie linii z powodu efektu Dopplera . Przewidywana prędkość obrotowa wynosi 245 km/s, co daje dolną granicę rzeczywistej równikowej prędkości gwiazdy w azymucie .

Gwiazda ma około 1,46 masy Słońca , 1,5 razy większy promień i 14 razy większą jasność . Obfitość pierwiastków innych niż wodór i hel, co astronomowie nazywają metalicznością gwiazdy , stanowi zaledwie 17% obfitości w Słońcu. Gwiazda wydaje się być bardzo młoda, prawdopodobnie ma około 231 milionów lat, ale margines błędu obejmuje 50–347 milionów lat.

Pas asteroid

Porównanie wielkości pasa asteroid Układu Słonecznego (na górze) i pasa asteroid Zeta Leporis (na dole).

W 1983 roku, w oparciu o promieniowanie w podczerwonej części widma elektromagnetycznego , satelita astronomiczny na podczerwień został użyty do zidentyfikowania pyłu krążącego wokół tej gwiazdy. Ten dysk szczątków jest ograniczony do średnicy 12,2 jednostki astronomicznej .

Do 2001 roku spektrometr długich fal w Obserwatorium Kecka na Mauna Kea na Hawajach został użyty do dokładniejszego określenia promienia pyłu. Stwierdzono, że leży w promieniu 5,4 AU. Temperaturę pyłu oszacowano na około 340 K. ^{[ Potrzebne źródło ]} Bazując na ogrzewaniu z gwiazdy, ziarna mogą znajdować się w odległości zaledwie 2,5 jednostki astronomicznej od Zeta Leporis.

Obecnie uważa się ^{[ przez kogo? ]} , że pył pochodzi z masywnego pasa asteroid na orbicie wokół Zeta Leporis, co czyni go pierwszym odkrytym pasem asteroid pozasłonecznym. Szacunkowa masa pasa jest około 200 razy większa od całkowitej masy pasa asteroid Układu Słonecznego, czyli 4 × 10 ²³ kg . Dla porównania jest to ponad połowa całkowitej masy Księżyca . Astronomowie Christine Chen i profesor Michael Jura odkryli, że pył zawarty w tym pasie powinien opaść do gwiazdy w ciągu 20 000 lat, czyli okresu znacznie krótszego niż szacowany wiek Zeta Leporis, co sugeruje, że jakiś mechanizm musi uzupełniać pas. Wiek pasa szacuje się na 3 × 10 ⁸ lat. ^{[ potrzebne źródło ]}

Układ planetarny Zeta Leporis
Towarzysz (w kolejności od gwiazdki)	Masa	Półoś wielka ( AU )	Okres orbitalny ( dni )	Ekscentryczność	Nachylenie	Promień
Pas asteroid	2,5–6,1 j.a				—	—

Słoneczne spotkanie

Obliczenia Bobylewa z 2010 roku sugerują, że gwiazda ta przeszła zaledwie 1,28 parseka (4,17 lat świetlnych ) od Słońca około 861 000 lat temu. García-Sánchez 2001 zasugerował, że gwiazda przeszła 1,64 parseka (5,34 lat świetlnych) od Słońca około 1 miliona lat temu. Była najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie ponad 1 milion lat temu, osiągając szczyt z pozorną jasnością -2,05 magnitudo.

Zobacz też

Dalsza lektura

Wybrzeże J (1987). „Gwiazdy typu B i A z nieoczekiwanie dużymi nadmiarami kolorów na długościach fal IRAS”. Astronomia i Astrofizyka . 181 (1): 77–84. Bibcode : 1987A&A...181...77C .
Aumann HH; Probst RG (1991). „Szukaj pobliskich gwiazd podobnych do Wegi z nadmiarem 12 mikronów”. Dziennik astrofizyczny . 368 : 264–271. Bibcode : 1991ApJ...368..264A . doi : 10.1086/169690 .
Chen CH; Jura M. (2001). „Możliwy masywny pas asteroid wokół zeta Leporis” . Dziennik astrofizyczny . 560 (2): L171. arXiv : astro-ph/0109216 . Bibcode : 2001ApJ...560L.171C . doi : 10.1086/324057 . S2CID 40959018 .
MM Moerchen; Teleskop CM; C. Packhama; TJJ Kehoe (2006). „Rozdzielczość w średniej podczerwieni dysku gruzu o promieniu 3 jednostek astronomicznych wokół Zeta Leporis” . Listy z dziennika astrofizycznego . 655 (2): L109. arXiv : astro-ph/0612550 . Bibcode : 2007ApJ...655L.109M . doi : 10.1086/511955 . S2CID 18073836 .

Linki zewnętrzne

Britt, Robert Roy (2001-06-04). „Pas asteroid, taki jak nasz, zauważony wokół innej gwiazdy” . SPACE.com . Zarchiwizowane od oryginału w dniu 2008-05-12 . Źródło 2008-06-26 .
Astronomowie z UCLA identyfikują dowody na istnienie pasa asteroid wokół pobliskiej gwiazdy: odkrycia wskazują na potencjał formowania się planet lub asteroid , 2001.
„Zeta Leporis” . SolStation . Źródło 2008-06-26 .
Zdjęcie Zety Leporis z Wikisky