PROFILPELAJAR.COM

	YZ Canis Minoris
Observationsdata; Epok: J2000.0
Stjärnbild	Lilla hunden
Rektascension	07t 44m 40,17230 s
Deklination	+03° 33′ 08,8752 ″
Skenbar magnitud ()	11,15
Stjärntyp
Spektraltyp	M5 V
B–V	+1,61
Variabeltyp	Flarestjärna
Astrometri
Radialhastighet ()	+26,53 ± 0,30 km/s
Egenrörelse (µ)	RA: -347,782 mas/år; Dek.: -445,702 mas/år
Parallax ()	166,9769 ± 0,0343
Avstånd	19,533 ± 0,004 lå (5,989 ± 0,001 pc)
Absolut magnitud ()	+12,32
Detaljer
Massa	0,308 M☉
Radie	0,324 R☉
Luminositet	0,012 L☉
Temperatur	3 125 ± 61 K
Metallicitet	-0,26 ± 0,08
Vinkelhastighet	+4,0 km/s
Ålder	49 miljoner år
Andra beteckningar
	HIP 37766, AP J07444018+0333089, 2E 1871, EUVE J0744+03.5, G 50-4, G 112-46, GJ 285, GSC 00183-02190, HIC 37766, IRAS 07420+0340, LHS 1943, LSPM J0744+0333, 2MASS J07444018+0333089, NLTT 18373, PLX 1827, 2RE J0744+033, 2RE J074440+033329, 1RXS J074439.7+033245, TYC 183-2190-1, UCAC2 33030334, UCAC4 468-034923, USNO-B1.0 0935-00153510, YZ Canis Minoris, WDS J07447+0333A, WISEA J074439.92+033304.2, [GKL99] 172, Gaia DR3 3136952686035250688, Gaia DR2 3136952686035250688

YZ Canis Majoris är en ensam stjärna i den mellersta delen av stjärnbilden Lilla hunden. Den har en skenbar magnitud av ca 11,15^[3] och kräver ett teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 3 på ca 167 mas,^[2] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 19,5 ljusår (ca 6 parsek) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på 26 km/s.^[6] Den befann sig närmast solen för cirka 162 000 år sedan när den gjorde periheliumpassage på ett avstånd av 10,2 ljusår.^[14] Den är potentiell medlem av rörelsegruppen Beta Pictoris.^[15]

Egenskaper

YZ Canis Minoris är en orange till röd dvärgstjärna i huvudserien av spektralklass M5 V.^[4] Den har en massa som är ca 0,31^[8] solmassa, en radie som är ca 0,32^[8] solradie och har ca 0,012^[1] gånger solens utstrålning av energi från dess fotosfär vid en effektiv temperatur av ca 3 100 K.^[9]

Ljuskurva för *YZ Canis Minoris* från TESS-data, anpassad från Maehara et al. (2021).^[2] Huvuddiagrammet visar både den periodiska ljusstyrkan och flera flare. Det infällda diagrammet visar den starkaste flaren med en utökad tidsskala.

YZ Canis Minoris är en flarestjärna med kraftigare stjärnutbrott än de hos solen, och är ungefär tre gånger så stor som Jupiter.^[5] Radiostrålningen från stjärnan i 50 mHz bandbredd är centrerad på 1464,9 mHz.^[16] Röntgenstrålningen från stjärnan är 2,73 × 10⁶ erg/s cm². Den har en koronatemperatur på 5,79 x 10⁶ K.^[17]

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, YX Canis Minoris, 29 januari 2023..

Noter

^ [a b c d e f] Vallenari, A.; et al. (Gaia Collaboration) (2022). "Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties". Astronomy & Astrophysics. arXiv:2208.00211. doi:10.1051/0004-6361/202243940. Gaia DR3 record for this source at VizieR.
^ [a b c] Maehara, Hiroyuki; Notsu, Yuta; Namekata, Kousuke; Honda, Satoshi; Kowalski, Adam F.; Katoh, Noriyuki; Ohshima, Tomohito; Iida, Kota; Oeda, Motoki; Murata, Katsuhiro L.; Yamanaka, Masayuki; Takagi, Kengo; Sasada, Mahito; Akitaya, Hiroshi; Ikuta, Kai; Okamoto, Soshi; Nogami, Daisaku; Shibata, Kazunari (February 2021). "Time-resolved spectroscopy and photometry of M dwarf flare star YZ Canis Minoris with OISTER and TESS: Blue asymmetry in the Hα line during the non-white light flare". Publications of the Astronomical Society of Japan. 73 (1): 44–65. arXiv:2009.14412. Bibcode:2021PASJ...73...44M. doi:10.1093/pasj/psaa098.
^ [a b c] Astudillo-Defru, N.; et al. (April 2017). "Magnetic activity in the HARPS M dwarf sample. The rotation-activity relationship for very low-mass stars through R'(HK)". Astronomy & Astrophysics. 600: 15. arXiv:1610.09007. Bibcode:2017A&A...600A..13A. doi:10.1051/0004-6361/201527078. S2CID 119237202. A13.
^ [a b] West, Andrew A.; et al. (October 2015). "An Activity-Rotation Relationship and Kinematic Analysis of Nearby Mid-to-Late-Type M Dwarfs". The Astrophysical Journal. 812 (1): 12. arXiv:1509.01590. Bibcode:2015ApJ...812....3W. doi:10.1088/0004-637X/812/1/3. S2CID 17434970. 3.
^ [a b] "First flares on a distant star". New Scientist: 305. 4 februari 1982.
^ [a b] Nidever, David L.; et al. (August 2002). "Radial Velocities for 889 Late-Type Stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 141 (2): 503–522. arXiv:astro-ph/0112477. Bibcode:2002ApJS..141..503N. doi:10.1086/340570. S2CID 51814894.
^ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012). "XHIP: An extended hipparcos compilation". Astronomy Letters. 38 (5): 331. arXiv:1108.4971. Bibcode:2012AstL...38..331A. doi:10.1134/S1063773712050015. S2CID 119257644.
^ [a b c d] Newton, Elisabeth R.; et al. (January 2017). "The Hα Emission of Nearby M Dwarfs and its Relation to Stellar Rotation". The Astrophysical Journal. 834 (1): 13. arXiv:1611.03509. Bibcode:2017ApJ...834...85N. doi:10.3847/1538-4357/834/1/85. S2CID 55000202. 85.
^ [a b c] Gaidos, Eric; Mann, Andrew W. (August 2014). "M dwarf metallicities and giant planet occurrence: ironing out uncertainties and systematics". The Astrophysical Journal. 791 (1): 9. arXiv:1406.4071. Bibcode:2014ApJ...791...54G. doi:10.1088/0004-637X/791/1/54. S2CID 118744016. 54.
^ Reiners, Ansgar; et al. (2018). "The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. High-resolution optical and near-infrared spectroscopy of 324 survey stars". Astronomy and Astrophysics. 612: A49. arXiv:1711.06576. Bibcode:2018A&A...612A..49R. doi:10.1051/0004-6361/201732054. S2CID 62818673.
^ Meshkat, Tiffany; et al. (December 2017). "A Direct Imaging Survey of Spitzer-detected Debris Disks: Occurrence of Giant Planets in Dusty Systems". The Astronomical Journal. 154 (6): 21. arXiv:1710.04185. Bibcode:2017AJ....154..245M. doi:10.3847/1538-3881/aa8e9a. S2CID 42042014. 245.
^ YZ CMi (unistra.fr). Hämtad 2023-06-13.
^ "YZ CMi". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 26 augusti 2018.
^ Bailer-Jones, C. A. L. (March 2015). "Close encounters of the stellar kind". Astronomy & Astrophysics. 575: 13. arXiv:1412.3648. Bibcode:2015A&A...575A..35B. doi:10.1051/0004-6361/201425221. S2CID 59039482. A35.
^ Nakajima, Tadashi; Morino, Jun-Ichi (January 2012). "Potential Members of Stellar Kinematic Groups within 30 pc of the Sun". The Astronomical Journal. 143 (1): 2. Bibcode:2012AJ....143....2N. doi:10.1088/0004-6256/143/1/2.
^ Lang, K. R. (October 23–27, 1989). "Flare stars at radio wavelengths". In Mirzoyan, L.V. (ed.). Flare Stars in Star Clusters, Associations, and the Solar Vicinity: Proceedings of the 137th Symposium of the International Astronomical Union. Byurakan (Armenia), U.S.S.R.: Springer (published 1990). pp. 127–130. ISBN 978-0-7923-0771-6.
^ Johnstone, C. P.; Güdel, M. (June 2015), "The coronal temperatures of low-mass main-sequence stars", Astronomy & Astrophysics, 578: 4, arXiv:1505.00643, Bibcode:2015A&A...578A.129J, doi:10.1051/0004-6361/201425283, S2CID 117151984, A129