HD 133600
HD 133600| 관측 데이터 Epoch J2000.0 이쿼녹스 J2000.0 | |
|---|---|
| 별자리 | 처녀자리 |
| 우측 상승 | 15h 05m 13.2482s[1] |
| 탈위임 | +06° 17′ 23.6916″[1] |
| 겉보기 크기 (V) | 8.219[2] |
| 특성. | |
| 스펙트럼형 | G0[2] |
| B-V색지수 | 0.6[2] |
| V-R 색지수 | 0.4[2] |
| R-I 색지수 | 0.2[2] |
| 아스트로메트리 | |
| 고유 운동 (μ) | RA:−3.728±0.085[1]mas/yr Dec.:−246.535±0.089[1]mas/yr |
| 시차 (π) | 18.3157 ± 0.0506[1] 마스 |
| 거리 | 178.1 ± 0.5 ly (54.6 ± 0.2 pc) |
| 절대치수 (MV) | 4.39[3] |
| 세부 사항 | |
| 미사 | 1.00 ± 0.03 [4] M☉ |
| 반지름 | 1.085 R☉ |
| 루미도(골수계) | 1.21 ± 0.14 [4] L☉ |
| 조명도(시각, LV) | ≳1.206 L☉ |
| 표면 중력 (log g) | 4.37±0.02[5] cgs |
| 온도 | 5,788±6[5] K |
| 금속성 [Fe/H] | +0.004±0.005[5] 덱스를 만들다 |
| 회전 속도 (v sin i) | 1.42±0.13km[5]/s |
| 나이 | 6.57±0.46[5] Gyr |
| 기타 지정 | |
| 데이터베이스 참조 | |
| 심바드 | 자료 |
HIP 73815로도 알려진 HD 133600은 처녀자리 G형 항성이다.[2]그것은 겉보기에는 약m 8.219의 시각적 크기를 가지고 있다.[2]태양과 비슷하고 태양보다 15억년 더 오래돼 근태양성 쌍둥이라고 불려왔다.[6]
그것의 거리는 태양으로부터 54.6파섹(178광년)이다.[1]질량은 태양의 3% 이내다.[7]
태양 쌍둥이에 가까운 것은 역사적 기록보다 더 긴 기간에 걸쳐 태양 플레어와 태양 흑점 주기와 같은 태양 활동을 이해하는 데 도움을 줄 수 있고, 마우더와 같은 독특한 역사적 사건들을 문맥에 최소한으로 둘 수 있다.그것들은 또한 천체물리학에서 근본적인 교정의 영점을 설정하는 데 사용될 수 있고, 태양 진화의 모델도 사용할 수 있다.[7]
태양 쌍둥이와 가까운 곳에서도 태양이 독특한지 아닌지에 대한 대답을 도울 수 있다.예전에는 태양은 리튬이 풍부하지 않기 때문에 독특할 수 있다고 생각했었다.이 별은 2007년 멜렌데즈 & 라미레즈가[7] 발표한 논문에서 태양이 우리 태양과 유사한 리튬 풍부함을 가지고 있어 이 점에서 독특하지 않다는 것을 보여주기 위해 사용한 두 개의 별 중 하나였지만 HD 133600이 태양보다 15억년 더 오래된 것이기 때문에 아이디어 비교가 되지 않는다.그러나, 이것은 태양 표면에서 다른 별들과 비교했을 때, 태양 표면의 고갈된 리튬 풍부성의 문제에 대한 연구에 유용한 별을 만들었는데, 이것은 아직 완전히 이해되지 않았고, 리튬 고갈 문제로 알려져 있다.
참조
- ^ a b c d e f Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051.이 소스에 대한 가이아 DR2 기록 VizieR.
- ^ a b c d e f g h "HD 133600". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved February 3, 2011.
- ^ 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 do Nascimento Jr, J. D; Castro, M; Melendez, J; Bazot, M; Theado, S; Porto de Mello, G. F; De Medeiros, J. R (2009). "Age and mass of solar twins constrained by lithium abundance". Astronomy & Astrophysics. 501 (2): 687. arXiv:0904.3580. Bibcode:2009A&A...501..687D. doi:10.1051/0004-6361/200911935. S2CID 9565600.
- ^ a b c d e dos Santos, Leonardo A.; Meléndez, Jorge; Nascimento, José-Dias do; Bedell, Megan; Ramírez, Iván; Bean, Jacob L.; Asplund, Martin; Spina, Lorenzo; Dreizler, Stefan; Alves-Brito, Alan; Casagrande, Luca (24 August 2016). "The Solar Twin Planet Search. IV. The Sun as a typical rotator and evidence for a new rotational braking law for Sun-like stars". Astronomy & Astrophysics. 592: A156. arXiv:1606.06214. Bibcode:2016A&A...592A.156D. doi:10.1051/0004-6361/201628558. S2CID 53533614.
- ^ Ramírez, I.; Meléndez, J.; Asplund, M. (12 November 2009). "Accurate abundance patterns of solar twins and analogs". Astronomy & Astrophysics. 508 (1): L17–L20. Bibcode:2009A&A...508L..17R. doi:10.1051/0004-6361/200913038.
- ^ a b c Meléndez, Jorge; Ramírez, Iván (10 November 2007). "HIP 56948: A Solar Twin with a Low Lithium Abundance". The Astrophysical Journal. 669 (2): L89–L92. arXiv:0709.4290. Bibcode:2007ApJ...669L..89M. doi:10.1086/523942. S2CID 15952981.