HD120709
Дані дослідження Епоха J2000,0 | |
---|---|
Сузір'я | Центавр |
Пряме піднесення | 13г 51х 49,60с |
Схилення | -32° 59′ 38,7″ |
Видима величина (V) | 4,32[1] |
Характеристики | |
Спектральний клас | B5 |
показник кольору U−B | -0,60 |
яскравість B | 4,131±0,005[2] |
показник кольору B−V | -0,146±0,003[2] |
яскравість V | 4,266±0,006[2] |
Тип змінності | |
Дані фотометрії Стрьомґрена | |
колір b−y | -0,06 |
індекс m1 | 0,11 |
індекс c1 | 0,31 |
індекс Hβ | 2,69[1] |
Дані фотометрії Гіппаркос | |
Максимальна яскравість | 4,270[2] |
Мінімальна яскравість | 4,320[2] |
Астрометрія | |
Власний рух (μ) | за пр. піднес.: -35,74± 0,81[2] мас/рік |
Паралакс (π) | 10,96 ± 0,88[2] мас |
Відстань | 297,59 світлових років 91,24 парсек |
Подробиці | |
Маса | M☉ |
Інші позначення | |
Посилання | |
SIMBAD | дані для HD120709 |
HD120709 — хімічно пекулярна зоря спектрального класу B5 й має видиму зоряну величину в смузі V приблизно 4,6.[1] Вона знаходиться у сузір'ї Центавра й розташована на відстані близько 297,6 світлових років від Сонця.[2]
Пекулярний хімічний склад
HD120709 належить до Хімічно пекулярних зір з пониженим вмістом гелію й в її зоряній атмосфері спостерігається нестача He у порівнянні з його вмістом в атмосфері Сонця.
Магнітне поле
Спектр даної зорі вказує на наявність магнітного поля у її зоряній атмосфері. Напруженість повздовжної компоненти поля оціненої з аналізу становить 135,0± 104,5 Гаус.[3]
Див. також
- 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
- ↑ а б в 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. |