Йота Центавра

Йота Центавра
Звезда
Diagram showing star positions and boundaries of the Centaurus constellation and its surroundings
Йота Центавра на карте созвездия
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 13ч 20м 35,82с
Склонение −36° 42′ 44,24″
Расстояние 58,8 ± 0,2 св. лет
(18,02 ± 0,06 пк)
Видимая звёздная величина (V) 2,73
Созвездие Центавр
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 0,1 [1] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение −341,11 mas в год
 • склонение −86,14 mas в год
Параллакс (π) 55,49 ± 0,17 mas
Абсолютная звёздная величина (V) 1,47
Спектральные характеристики
Спектральный класс A2V C
Показатель цвета
 • B−V 0,03
 • U−B 0,01
Физические характеристики
Масса 2,5 M⊙
Радиус 2,03 R☉
Возраст 350⋅106 лет
Температура 8600 K
Светимость 26 L⊙
Металличность 35%
Вращение 90,3 ± 1 км/с[2]
Коды в каталогах
ι Cen, CD−36°8497, GJ 508.1, FK5 496, HD 115892, HIP 65109, HR 5028, SAO 204371.[1]
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Йота Центавра (ι Cen / ι Centauri) — обозначение Байера звезды в южном созвездии Центавр примерно в 18 пк от Земли[3]. Йота Центавра имеет видимую величину 2,73m, что делает её легко видимой невооружённым глазом.

Характеристики звёздной системы

Относится к бело-жёлтым звёздам главной последовательности спектрального класса А2V.[4] Является молодой переменной звездой с хромосферной активностью, сила магнитного поля составляет 77±30 Гс[1]. Считается, что Йота Центавра принадлежит к звёздной кинематической группе рассеянного звёздного скопления IC 2391, которая состоит примерно из 16 сопутствующих звёзд, сформировавшихся в одном молекулярном облаке по крайней мере 45 миллионов лет назад[5].

Излучение Йоты Центавра обладает избытком инфракрасного излучения, что указывает на наличие околозвёздного пылевого диска. Диск расположен на расстоянии 6 а. е. от звезды и обладает необычно большой яркостью для её возраста 350⋅106 лет. Последнее объясняется либо частыми катастрофическими столкновениями между планетезималями, либо их необычными физическими свойствами, которые приводят к избыточному количеству пыли в диске[6].

См. также

Примечания

  1. ↑ 1 2 3  (фр.) iot Cen (англ.). SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. — [База астрономических данных SIMBAD. Центр астрономических данных в Страсбурге].
  2. ↑ Díaz C. G., González J. F., Levato H., Grosso M. Accurate stellar rotational velocities using the Fourier transform of the cross correlation maximum (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2011. — Vol. 531. — 11 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201016386 — arXiv:1012.4858
  3. ↑ van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics (англ.), 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  4. ↑ Saffe, C.; Gómez, M.; Pintado, O.; González, E. (October 2008), "Spectroscopic metallicities of Vega-like stars", Astronomy and Astrophysics (англ.), 490 (1): 297—305, arXiv:0805.3936, Bibcode:2008A&A...490..297S, doi:10.1051/0004-6361:200810260
  5. ↑ Nakajima, Tadashi; Morino, Jun-Ichi; Fukagawa, Misato (September 2010), "Potential Members of Stellar Kinematical Groups within 20 pc of the Sun", The Astronomical Journal (англ.), 140 (3): 713—722, Bibcode:2010AJ....140..713N, doi:10.1088/0004-6256/140/3/713
  6. ↑ Quanz, Sascha P.; Kenworthy, Matthew A.; Meyer, Michael R.; Girard, Julien H. V.; Kasper, Markus (August 2011), "Searching for Gas Giant Planets on Solar System Scales: VLT NACO/APP Observations of the Debris Disk Host Stars HD172555 and HD115892", The Astrophysical Journal Letters (англ.), 736 (2): L32, arXiv:1106.4528, Bibcode:2011ApJ...736L..32Q, doi:10.1088/2041-8205/736/2/L32