HD90569
зоря в сузір'ї Лева
| Дані дослідження Епоха J2000,0 | |
|---|---|
| Сузір'я | |
| Пряме піднесення | 10г 27х 38,99с |
| Схилення | + 9° 45′ 44,6″ |
| Видима величина (V) | 6,01[1] |
| Характеристики | |
| Спектральний клас | A0 |
| показник кольору U−B | -0,09 |
| яскравість B | 5,963±0,004[2] |
| показник кольору B−V | -0,043±0,004[2] |
| яскравість V | 6,002±0,005[2] |
| Тип змінності | |
| Дані фотометрії Стрьомґрена | |
| колір b−y | -0,04 |
| індекс m1 | 0,19 |
| індекс c1 | 0,96 |
| індекс Hβ | 2,85[1] |
| Дані фотометрії Гіппаркос | |
| Максимальна яскравість | 5,990[2] |
| Мінімальна яскравість | 6,020[2] |
| Астрометрія | |
| Власний рух (μ) | за пр. піднес.: 7,85± 0,80[2] мас/рік |
| Паралакс (π) | 8,47 ± 0,83[2] мас |
| Відстань | 385,07 світлових років 118,06 парсек |
| Подробиці | |
| Маса | M☉ |
| Обертання | Vsin(i)=18[3]км/сек |
| Інші позначення | |
45 Leo,
BD+10 2152
| |
| Посилання | |
| SIMBAD | дані для HD90569 |
HD90569 — хімічно пекулярна зоря спектрального класу A0, що має видиму зоряну величину в смузі V приблизно 6,0.[1] Вона розташована на відстані близько 385,1 світлових років від Сонця.[2]
Фізичні характеристики
ред.Зоря HD90569 обертається порівняно повільно навколо своєї осі. Проєкція її екваторіальної швидкості на промінь зору становить Vsin(i)= 18км/сек.[3]
Пекулярний хімічний склад
ред.Зоряна атмосфера HD90569 має підвищений вміст Si .[1]
Магнітне поле
ред.Спектр даної зорі вказує на наявність магнітного поля у її зоряній атмосфері. Напруженість повздовжної компоненти поля оціненої з аналізу крил ліній Бальмера становить 192,5± 248,2 Гаус.[4]
Див. також
ред.Джерела
ред.- ↑ 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
- ↑ а б Royer F. et al. 2002, 'Rotational velocities of A-type stars', Astron. & Astrophys. 393, 897
- ↑ 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. |