BD +17° 3248
| Дані спостереження Епоха J2000 | |
|---|---|
| Сузір’я | Геркулес |
| Пряме піднесення | 17г 28х 14.46970с[1] |
| Схилення | +17° 30′ 35.8400″[1] |
| Видима зоряна величина (V) | 9.37[2] |
| Характеристики | |
| Спектральний клас | KII vw[3] |
| Показник кольору (B−V) | +0.66[2] |
| Показник кольору (U−B) | +0.08[2]
|
| Астрометрія | |
| Променева швидкість (Rv) | –146.55[4] км/c |
| Власний рух (μ) | Пр.сх.: –46.61[1] мас/р Схил.: –23.51[1] мас/р |
| Паралакс (π) | 3.37 ± 1.77 мас[1] |
| Відстань | прибл. 1000 св. р. (прибл. 300 пк) |
| Абсолютна зоряна величина (MV) |
+2.16+0.74 −1.14[5] |
| Фізичні характеристики | |
| Маса | 0.55–0.85[5] M☉ |
| Ефективна температура | 5200±150[5] K |
| Інші позначення | |
BD +17° 3248 - стара зоря другої популяції, розташована на відстані приблизно 968 світлових років в гало Галактики. Вона належить до класу ультра-метал-бідних зірок[5], зокрема до дуже рідкісного підкласу зір, збагачених нейтронним захватом (R-процес) (англ. neutron-capture enhanced stars).
Приблизно з 2000 року цю зорю досліджували 3 телескопи: а) космічний телескоп Габбл, б) телескоп Кека і в) телескоп Харлана Дж. Сміта в обсерваторії Макдональда Техаського університету. Була визначена поширеність елементів в діапазоні від германію (Z=32) до урану (Z=92). Космічний телескоп «Габбл» використовувався для спостереження за ультрафіолетовою частиною зоряного спектра. Це дозволило виміряти поширеність платини, осмію і, вперше за межами Сонячної системи, золота. Починаючи з барію (Z=56) і далі, всі елементи показують патерн внеску R-процесу у поширеність елементів у Сонячній системі[5].
Наукові групи університету Майнца і університету Базеля під керівництвом Карла-Людвіга Краца і Фрідріха-Карла Тілеманна провели порівняння між спостережуваною поширеністю стабільного елемента європію (Z=63) і радіоактивних елементів торію і (Z=90) і урану (Z=92) з розрахунковою поширеністю R-процесу при вибуху наднової типу II. Це дозволило оцінити вік цієї зірки у приблизно 13,8 мільярда років з похибкою близько 4 млрд років. Подібний вік був отриманий для іншої ультра-метал-бідної зорі (CS31082-001) зі співвідношення торію до урану. Ці зорі ймовірно народилися лише кілька сотень мільйонів років після великого вибуху.[5]
Примітки[ред. | ред. код]
- ↑ а б в г д van Leeuwen, F. (November 2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
- ↑ а б в Carney, B. W. (May 1983), A photometric search for halo binaries. I - New observational data, Astronomical Journal, 88: 610—641, Bibcode:1983AJ.....88..610C, doi:10.1086/113350
- ↑ а б BD+17 3248 -- Horizontal Branch Star, SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, процитовано 10 березня 2012
- ↑ Bonifacio та ін. (July 2009), First stars XII. Abundances in extremely metal-poor turnoff stars, and comparison with the giants, Astronomy and Astrophysics, 501 (2): 519—530, arXiv:0903.4174, Bibcode:2009A&A...501..519B, doi:10.1051/0004-6361/200810610
- ↑ а б в г д е Cowan, John J. та ін. (June 2002), The Chemical Composition and Age of the Metal-poor Halo Star BD +17°3248, The Astrophysical Journal, 572 (2): 861—879, arXiv:astro-ph/0202429, Bibcode:2002ApJ...572..861C, doi:10.1086/340347
<ref> з назвою "apj544_1_302", визначений у <references>, не використовується в попередньому тексті.Джерела[ред. | ред. код]
- Beers, T.C., Preston, G.W., Shectman, S.A.: A search for stars of very low metal abundance. I. In: Astron. J. 90. 1985, 2089—2102.
- Beers, T.C., Preston, G.W., Shectman, S.A.: A search for stars of very low metal abundance. II. In: Astron. J. 103. 1992, 1987—2034 (1992).
- Kratz, Karl-Ludwig, Bitouzet, Jean-Philippe, Thielemann, Friedrich-Karl, Moeller, Peter, Pfeiffer, Bernd: Isotopic r-process abundances and nuclear structure far from stability — Implications for the r-process mechanism. In: Astrophysical Journal. 403 (1) 1993, 216—238.
Посилання[ред. | ред. код]
- R-Process Cosmo-Chronometers
- Discovery of Gold [Архівовано 3 березня 2016 у Wayback Machine.]