HD13122
(Перенаправлено з HIP10141)
| Дані дослідження Епоха J2000,0 | |
|---|---|
| Сузір'я | |
| Пряме піднесення | 2г 10х 25,51с |
| Схилення | +59° 58′ 47,3″ |
| Видима величина (V) | 6,66[1] |
| Характеристики | |
| Спектральний клас | F0 |
| показник кольору U−B | 0,12 |
| яскравість B | 7,059±0,006[2] |
| показник кольору B−V | 0,334±0,008[2] |
| яскравість V | 6,678±0,006[2] |
| Тип змінності | |
| Дані фотометрії Стрьомґрена | |
| колір b−y | 0,21 |
| індекс m1 | 0,20 |
| індекс c1 | 0,73 |
| індекс Hβ | 0,00[1] |
| Дані фотометрії Гіппаркос | |
| Максимальна яскравість | 6,690[2] |
| Мінімальна яскравість | 6,770[2] |
| Період фотометричної змінності зорі |
0,11[2] доби |
| Астрометрія | |
| Власний рух (μ) | за пр. піднес.: 44,57± 0,84[2] мас/рік |
| Паралакс (π) | 9,81 ± 0,75[2] мас |
| Відстань | 332,47 світлових років 101,94 парсек |
| Подробиці | |
| Маса | M☉ |
| Інші позначення | |
| Посилання | |
| SIMBAD | дані для HD13122 |
HD13122 — хімічно пекулярна зоря спектрального класу F0, що має видиму зоряну величину в смузі V приблизно 6,7.[1] Вона розташована на відстані близько 332,5 світлових років від Сонця.[2]
Фізичні характеристики[ред. | ред. код]
Телескоп Гіппаркос зареєстрував фотометричну змінність даної зорі з періодом 0,11 доби в межах від Hmin= 6,77 до Hmax= 6,69.[2]
Пекулярний хімічний вміст[ред. | ред. код]
Зоряна атмосфера HD13122 має підвищений вміст Sr .[1]
Див. також[ред. | ред. код]
- Перелік HgMn-зір
- Ртутно-манганова зоря
- Перелік хімічно пекулярних зір
- 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. (2009). Catalogue of Ap, HgMn and Am stars (PDF). Astronomy and Astrophysics ((англ.)) . 498: 961—966. Bibcode:2009A&A...498..961R. doi:10.1051/0004-6361/200810788. Архів оригіналу (PDF) за 2 березня 2015. Процитовано 19 березня 2015.
- ↑ а б в г д е ж и к л м ESA, 1997, The Hipparcos Catalogue, ESA SP-1200
|
Це незавершена стаття з астрономії. Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її. |