HD35177
Перейти до навігації
Перейти до пошуку
| Дані дослідження Епоха J2000,0 | |
|---|---|
| Сузір'я | Оріон |
| Пряме піднесення | 5г 23х 1,93с |
| Схилення | + 1° 41′ 48,9″ |
| Видима величина (V) | 8,16[1] |
| Характеристики | |
| Спектральний клас | B9 |
| показник кольору U−B | 0,00 |
| яскравість B | 8,034±0,009[2] |
| показник кольору B−V | -0,073±0,012[2] |
| яскравість V | 8,118±0,012[2] |
| Тип змінності | |
| Дані фотометрії Стрьомґрена | |
| колір b−y | -0,03 |
| індекс m1 | 0,11 |
| індекс c1 | 0,54 |
| індекс Hβ | 2,75[1] |
| Дані фотометрії Гіппаркос | |
| Максимальна яскравість | 8,110[2] |
| Мінімальна яскравість | 8,160[2] |
| Астрометрія | |
| Променева швидкість (Rv) | 16,1±6,7[3] км/сек |
| Власний рух (μ) | за пр. піднес.: -2,33± 1,33[2] мас/рік |
| Паралакс (π) | 1,90 ± 1,47[2] мас |
| Відстань | 1716,61 світлових років 526,32 парсек |
| Подробиці | |
| Маса | M☉ |
| Інші позначення | |
| Посилання | |
| SIMBAD | дані для HD35177 |
HD35177 — хімічно пекулярна зоря спектрального класу B9, що має видиму зоряну величину в смузі V приблизно 8,2.[1] Вона знаходиться у сузір'ї Оріона й розташована на відстані близько 1716,6 світлових років від Сонця.[2]
Пекулярний хімічний вміст[ред. | ред. код]
Зоряна атмосфера HD35177 має підвищений вміст Si.[1]
Див. також[ред. | ред. код]
- Перелік HgMn-зір
- Ртутно-манганова зоря
- Перелік хімічно пекулярних зір (4h-6h)
- 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
- ↑ GRENIER S.; BAYLAC M.-O.; ROLLAND L.; BURNAGE R.; ARENOU F.; BRIOT D.; DELMAS F.; DUFLOT M.; GENTY V.; GOMEZ A.E.; HALBWACHS J.-L.; MAROUARD M.; OBLAK E.; SELLIER A., Radial velocities. IX. Measurements of 2800 B2-F5 stars for Hipparcos, 1999 Astron. Astrophys., Suppl. Ser., 137, 451-456
|
Це незавершена стаття з астрономії. Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її. |