HD97859
(Перенаправлено з HIP54985)
| Дані дослідження Епоха J2000,0 | |
|---|---|
| Сузір'я | |
| Пряме піднесення | 11г 15х 30,90с |
| Схилення | + 4° 57′ 23,5″ |
| Видима величина (V) | 9,35[1] |
| Характеристики | |
| Спектральний клас | B9 |
| показник кольору U−B | -0,50 |
| яскравість B | 9,221±0,017[2] |
| показник кольору B−V | -0,112±0,010[2] |
| яскравість V | 9,329±0,025[2] |
| Тип змінності | |
| Дані фотометрії Стрьомґрена | |
| колір b−y | -0,04 |
| індекс m1 | 0,12 |
| індекс c1 | 0,41 |
| індекс Hβ | 0,00[1] |
| Дані фотометрії Гіппаркос | |
| Максимальна яскравість | 9,280[2] |
| Мінімальна яскравість | 9,350[2] |
| Астрометрія | |
| Власний рух (μ) | за пр. піднес.: -37,10± 1,33[2] мас/рік |
| Паралакс (π) | 0,68 ± 1,24[2] мас |
| Відстань | 4796,42 світлових років 1470,59 парсек |
| Подробиці | |
| Маса | M☉ |
| Інші позначення | |
| Посилання | |
| SIMBAD | дані для HD97859 |
HD97859 — хімічно пекулярна зоря спектрального класу B9, що має видиму зоряну величину в смузі V приблизно 9,3.[1] Вона розташована на відстані близько 4796,4 світлових років від Сонця.[2]
Пекулярний хімічний склад[ред. | ред. код]
Зоряна атмосфера HD97859 має підвищений вміст Si .[1]
Магнітне поле[ред. | ред. код]
Спектр даної зорі вказує на наявність магнітного поля у її зоряній атмосфері. Напруженість повздовжної компоненти поля оціненої з аналізу становить 400,0±4420,0 Гаус.[3]
Див. також[ред. | ред. код]
- Перелік HgMn-зір
- Ртутно-манганова зоря
- Перелік магнітних хімічно пекулярних зір
- Перелік хімічно пекулярних зір (10h-12h)
- Хімічно пекулярна зоря
- Перелік хімічно пекулярних зір з пониженим вмістом гелію
- Хімічно пекулярна зоря з пониженим вмістом гелію
- Перелік Am-зір
- Am-зоря
Джерела[ред. | ред. код]
- ↑ а б в г Renson P., Manfroid J., General catalogue of Ap, HgMn and Am stars, 2009, A&A...498..961
- ↑ а б в г д е ж и к ESA, 1997, The Hipparcos Catalogue, ESA SP-1200
- ↑ Bychkov V.D., Bychkova L.V., Madej J., 2003, 'Catalogue of averaged stellar effective magnetic fields', Astron. Astrophys. 407, 631
|
Це незавершена стаття з астрономії. Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її. |