74 Aquarii
74 Aquarii A / B / C | |
---|---|
Clasificare | alb-albastru |
Clasa spectrală | B8IV / VC ~ |
Distanța de la Soare | 815 ani lumină |
Constelaţie | Vărsător |
Coordonatele | |
(la momentul respectiv J2000.0 ) | |
Ascensiunea dreaptă | 22 h 53 m 28.7049 s |
Declinaţie | -11 ° 36 ′ 59.451 ″ |
Lat. galactic | -58.2806 ° |
Lung. galactic | 056.4228 ° |
Date fizice | |
Masa | 1,7 / 1,4 / 2,3 M ⊙ |
Date observaționale | |
Aplicația Magnitude. | 5,78 |
Magnitudine abs. | -0,74 |
Parallax | 4,96 ± 0,84 max |
Motocicletă proprie | RA : 23,03 ± 1,23 mase / an Decembrie : 1,93 ± 0,68 mase / an |
Nomenclaturi alternative | |
Coordonate : 22 h 53 m 28.7049 s , -11 ° 36 ′ 59.451 ″
74 Aquarii este un sistem stelar de magnitudine 5,78 situat în constelația Vărsătorului . Este la aproximativ 815 ani-lumină distanță de sistemul solar .
Observare
Este o stea situată în emisfera cerească sudică; datorită poziției sale nu puternic sudice, poate fi observat din majoritatea regiunilor Pământului , deși observatorii din emisfera sudică sunt mai avantajați. În apropierea Antarcticii pare circumpolar , în timp ce este întotdeauna invizibil doar în apropierea cercului arctic . Magnitudinea sa egală cu 5,8 îl plasează la limita vizibilității cu ochiul liber , prin urmare, pentru a fi observat fără ajutorul instrumentelor, este cer un cer senin și, eventual, fără lună .
Cea mai bună perioadă pentru observarea sa pe cerul serii cade în lunile cuprinse între sfârșitul lunii august și decembrie; din ambele emisfere perioada de vizibilitate rămâne aproximativ aceeași, datorită poziției stelei nu departe de ecuatorul ceresc.
Sistem stelar
74 Aquarii este un sistem stelar format din trei componente . Componenta principală A este un sistem binar spectroscopic cu cele două componente care se învârt în jurul centrului comun de masă în doar 3,4 zile.
La mai puțin de o secundă de arc de la cuplul strâns există o altă stea care orbitează centrul de greutate al sistemului în 9,5 ani. În 2010, separarea unghiulară a fost de 0,069 secunde de arc, rezultând o distanță reală de perechea principală de 13,9 ± 2,4 UA . [1] Toate cele 3 stele sunt mai masive decât Soarele: Catanzaro și Leto în 2004 și-au estimat masele la 1,7 și respectiv 1,4 M ⊙ , [2] în timp ce în 2017 Tokovinin estimează o masă totală pentru perechea AB de 2,62 mase solare și de 2,29 M ⊙ cea a lui C. [3]
De asemenea, este clasificat ca o variabilă Alpha2 Canum Venaticorum .
Notă
- ^ M. Schöller, S. Correia, S. Hubrig și N. Ageorges, Multiplicitatea stelelor de tip B târziu cu particularitate HgMn , în Astronomy and Astrophysics , vol. 522, noiembrie 2010, p. A85, Bibcode : 2010A & A ... 522A..85S , DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201014246 , arXiv : 1010.3643 .
- ^ G. Catanzaro și P. Leto, Soluții orbitale pentru sistemele SB2 cu o componentă HgMn , în Astronomie și astrofizică , vol. 416, nr. 2, 2004, pp. 661–668, Bibcode : 2004A & A ... 416..661C , DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20034445 .
- ^ Andrei Tokovinin, New Orbits Based on Speckle Interferometry at SOAR. II , în Jurnalul Astronomic , vol. 154, n. 3, 2017, 110, Bibcode : 2017AJ .... 154..110T , DOI : 10.3847 / 1538-3881 / aa8459 , arXiv : 1708.01300 .
Elemente conexe
linkuri externe
- Date despre stele din arhiva Simbad , pe simbad.u-strasbg.fr .
- Date despre sistemul stelar de pe site-ul Vizier , la vizier.u-strasbg.fr .