Pi Draconis
Pi Draconis (π Draconis, förkortat Pi Dra, π Dra) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en ensam[1][2] stjärna belägen i östra delen av stjärnbilden Draken. Den har en skenbar magnitud på +4,59[3] och är synlig för blotta ögat. Med stjärnans beräknade avstånd minskar den skenbara magnituden med 0,063±0,10 genom skymning orsakad av mellanliggande stoft.[4] Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på 14,25 mas,[5] beräknas den befinna sig på ett avstånd av 229 ljusår (70 parsek) från solen.
Egenskaper
Pi Draconis är en blå jättestjärna av spektralklass A2 IIIs[6][2] med ett spektrum som uppvisar skarpa absorptionslinjer. Det är en kandidat som Am-stjärna,[7] som betyder att den har vissa kemiska särdrag. Den har en massa som är 2,7 gånger större än solens och en radie som är 3,2[8] gånger solens radie. Den utsänder från sin yttre atmosfär ca 60[9] gånger mer energi än solen vid en effektiv temperatur på 9 125 K.[7]
Källor
Referenser
- ↑ De Rosa, R. J.; et al. (January 2014), "The VAST Survey - III. The multiplicity of A-type stars within 75 pc", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 437 (2): 1216–1240, Bibcode:2014MNRAS.437.1216D, arXiv:1311.7141 Freely accessible, doi:10.1093/mnras/stt1932.
- ↑ 2,0 2,1 Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (September 2008), "A catalogue of multiplicity among bright stellar systems", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389 (2): 869–879, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, arXiv:0806.2878 Freely accessible, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x.
- ↑ Johnson, H. L.; et al. (1966), "UBVRIJKL photometry of the bright stars", Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, 4 (99), Bibcode:1966CoLPL...4...99J.
- ↑ van Belle, Gerard T.; von Braun, Kaspar (2009), "Directly Determined Linear Radii and Effective Temperatures of Exoplanet Host Stars", The Astrophysical Journal, 694 (2): 1085–1098, Bibcode:2009ApJ...694.1085V, arXiv:0901.1206 Freely accessible, doi:10.1088/0004-637X/694/2/1085.
- ↑ van Leeuwen, F. (2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, Bibcode:2007A&A...474..653V, arXiv:0708.1752 Freely accessible, doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ↑ Royer, F.; et al. (October 2002), "Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i", Astronomy and Astrophysics, 393: 897–911, Bibcode:2002A&A...393..897R, arXiv:astro-ph/0205255 Freely accessible, doi:10.1051/0004-6361:20020943.
- ↑ 7,0 7,1 Yüce, Kutluay; Adelman, Saul J. (April 2014), "Elemental Abundance Analyses with DAO Spectrograms. XXXIV. A Three-Dimensional Graphical Examination of the Elemental Abundances of the Mercury-Manganese and Metallic-Line Stars", Publications of the Astronomical Society of Pacific, 126 (938): 345, Bibcode:2014PASP..126..345Y, doi:10.1086/676335.
- ↑ Lang, Kenneth R. (2006), Astrophysical formulae, Astronomy and astrophysics library, 1 (3rd ed.), Birkhäuser, Mall:ISBN. The radius (R*) is given by::
- ↑ McDonald, I.; et al. (2012), "Fundamental parameters and infrared excesses of Hipparcos stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 427: 343, Bibcode:2012MNRAS.427..343M, arXiv:1208.2037 Freely accessible, doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x.