| Гамма Лиры | |
|---|---|
| Звезда | |
 | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000,0) |
|
| Прямое восхождение | 18ч 58м 56,62с |
| Склонение | +32° 41′ 22,40″ |
| Расстояние | 634 св. года (194.5 пк) |
| Видимая звёздная величина (V) | +3.3[1] |
| Созвездие | Лира |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | −20,2 ± 0,6 км/с[5] |
| Собственное движение | |
| • прямое восхождение | −1,391 ± 0,678 mas/год[2] |
| • склонение | 2,723 ± 0,675 mas/год[2] |
| Параллакс (π) | 5.14 ± 0.01 mas |
| Абсолютная звёздная величина (V) | −3.20 |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс | B9III |
| Показатель цвета | |
| • B−V | −0,05 |
| • U−B | −0,06 |
| Физические характеристики | |
| Масса | 9,2 M⊙ |
| Радиус | 15[3] R⊙ |
| Температура | 10 080[4] K |
| Светимость | 1630 L⊙ |
| Металличность | 0,17[6] |
| Вращение | 71 км/с[7][8] |
| Коды в каталогах | |
|
Fl 14 Lyr HD 176437, HIP 93194 14 Lyr |
|
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | данные |
 Информация в Викиданных ? | |
Гамма Лиры (γ Лиры) — звезда в созвездии Лиры, бело-голубой гигант. Имеет собственное имя Сулафат от арабского السلحفاة al-sulḥafāt ("черепаха"). Находится в 635 световых годах от Земли и имеет видимую звёздную величину +3.3, что делает объект доступным для наблюдения невооружённым глазом. При таком расстоянии видимый блеск звезды ослабляется из-за межзвёздной экстинкции на 0,12 ± 0,03 звёздной величины. [9]
Свойства
Гамма Лиры является звездой-гигантом спектрального класса B9 III,[10] она исчерпала запас водорода в ядре и находится на стадии ухода с главной последовательности. Эффективная температура внешней оболочки составляет 10080 K,[4] что придаёт звезде бело-голубой цвет, характерный для звёзд спектрального класса B. [11] Измерения углового диаметра объекта, проведённые с помощью методов интерферометрии, дали оценку 0.74 ± 0.10 мсд,[12] что при известном расстоянии соответствует 15 радиусам Солнца.[3]
Гамма Лиры превосходит Солнце по массе в 9,2 раза. Светимость объекта оценивается в 1630 светимостей Солнца.
Примечания
- ↑ Oja, T., "UBV photometry of stars whose positions are accurately known. III", Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 65 (2): 405—4
- ↑ 1 2 Gaia Data Release 2 (англ.) / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency — 2018.
- ↑ 1 2 Lang, Kenneth R. (2006), Astrophysical formulae, Astronomy and astrophysics library, vol. 1 (3 ed.), Birkhäuser, ISBN 3-540-29692-1, Архивировано из оригинала 28 июля 2023, Дата обращения: 2 октября 2017 Источник. Дата обращения: 2 октября 2017. Архивировано 28 июля 2023 года.. The radius (R*) is given by:
- ↑ 1 2 Balachandran, S.; et al. (1986), "The chemical composition of algol systems. III - Beta Lyrae-nucleosynthesis revealed", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 219: 479—494, Bibcode:1986MNRAS.219..479B
{{citation}}: Неизвестный параметр|month=игнорируется (справка) - ↑ Gontcharov G. A. Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system (англ.) // Astronomy Letters / R. Sunyaev — Nauka, Springer Science+Business Media, 2006. — Vol. 32, Iss. 11. — P. 759–771. — ISSN 1063-7737; 1562-6873; 0320-0108; 0360-0327 — doi:10.1134/S1063773706110065 — arXiv:1606.08053
- ↑ Koleva M., Vazdekis A. Stellar population models in the UV. I. Characterisation of the New Generation Stellar Library (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 538. — P. A143. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201118065 — arXiv:1111.5449
- ↑ Royer F., Grenier S., Baylac, M. -O., Gómez A. E., Zorec J. Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2002. — Vol. 393, Iss. 3. — P. 897—911. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20020943 — arXiv:astro-ph/0205255
- ↑ Simón-Díaz S., Godart M., Castro N., Herrero A., Puls J., Telting J., Grassitelli L., Aerts C. The IACOB project. III. New observational clues to understand macroturbulent broadening in massive O- and B-type stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2016. — Vol. 597. — 17 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201628541 — arXiv:1608.05508
- ↑ Challouf, M.; et al. (2014), "Improving the surface brightness-color relation for early-type stars using optical interferometry⋆", Astronomy & Astrophysics, 570: A104, arXiv:1409.1351, Bibcode:2014A&A...570A.104C, doi:10.1051/0004-6361/201423772.
- ↑ Cowley, A.; et al. (April 1969), "A study of the bright A stars. I. A catalogue of spectral classifications", Astronomical Journal, 74: 375—406, Bibcode:1969AJ.....74..375C, doi:10.1086/110819
- ↑ "The Colour of Stars", Australia Telescope, Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, December 21, 2004, Архивировано из оригинала 10 марта 2012, Дата обращения: 16 января 2012 Источник. Дата обращения: 12 апреля 2019. Архивировано из оригинала 3 декабря 2013 года.
- ↑ Richichi, A.; Percheron, I.; Khristoforova, M. (February 2005), "CHARM2: An updated Catalog of High Angular Resolution Measurements", Astronomy and Astrophysics, 431: 773—777, Bibcode:2005A&A...431..773R, doi:10.1051/0004-6361:20042039
Эта страница в последний раз была отредактирована 29 марта 2024 в 13:40.
Как только страница обновилась в Википедии она обновляется в Вики 2.
Обычно почти сразу, изредка в течении часа.
Обычно почти сразу, изредка в течении часа.