HD112381
(Перенаправлено з HIP63204)
| Дані дослідження Епоха J2000,0 | |
|---|---|
| Сузір'я | |
| Пряме піднесення | 12г 56х 58,22с |
| Схилення | -54° 35′ 14,5″ |
| Видима величина (V) | 6,48[1] |
| Характеристики | |
| Спектральний клас | A0 |
| показник кольору U−B | -0,15 |
| яскравість B | 6,432±0,003[2] |
| показник кольору B−V | -0,042±0,003[2] |
| яскравість V | 6,481±0,003[2] |
| Тип змінності | |
| Дані фотометрії Стрьомґрена | |
| колір b−y | -0,10 |
| індекс m1 | 0,26 |
| індекс c1 | 0,86 |
| індекс Hβ | 2,86[1] |
| Дані фотометрії Гіппаркос | |
| Максимальна яскравість | 6,460[2] |
| Мінімальна яскравість | 6,490[2] |
| Астрометрія | |
| Власний рух (μ) | за пр. піднес.: -33,73± 0,69[2] мас/рік |
| Паралакс (π) | 9,91 ± 0,86[2] мас |
| Відстань | 329,12 світлових років 100,91 парсек |
| Подробиці | |
| Маса | M☉ |
| Інші позначення | |
| Посилання | |
| SIMBAD | дані для HD112381 |
HD112381 — хімічно пекулярна зоря спектрального класу A0, що має видиму зоряну величину в смузі V приблизно 6,5.[1] Вона розташована на відстані близько 329,1 світлових років від Сонця.[2]
Пекулярний хімічний склад[ред. | ред. код]
Зоряна атмосфера HD112381 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 3402,5± 244,7 Гаус.[3]
Див. також[ред. | ред. код]
- Перелік HgMn-зір
- Ртутно-манганова зоря
- Перелік магнітних хімічно пекулярних зір
- Перелік хімічно пекулярних зір (12h-14h)
- 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. |