Epsilon Leporis - Epsilon Leporis
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| Beobachtungsdaten Epoche J2000.0 Equinox J2000.0 |
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|---|---|
| Konstellation | Lepus |
| Rektaszension | 05 h 05 m 27.66537 s |
| Deklination | –22° 22′ 15.7239″ |
| Scheinbare Größe (V) | +3.166 |
| Eigenschaften | |
| Spektraltyp | K4 III |
| U−B Farbindex | +1.783 |
| B−V Farbindex | +1.478 |
| Astrometrie | |
| Radialgeschwindigkeit (R v ) | +1,0 km/s |
| Eigenbewegung (μ) | RA: +21,13 mas / Jahr Dez.: –73,11 mas / Jahr |
| Parallaxe (π) | 15.5999 ± 0.1074 m |
| Entfernung | 209 ± 1 ly (64,1 ± 0,4 Stk. ) |
| Absoluter Betrag (M V ) | –1.02 ± 0.10 |
| Einzelheiten | |
| Masse | 1,70 ± 0,19 M ☉ |
| Radius | 40,1 ± 3,2 R ☉ |
| Helligkeit | 372 L ☉ |
| Oberflächengravitation (log g ) | 1,43 ± 0,09 kg |
| Temperatur | 4.131 K |
| Metallizität [Fe/H] | –0,02 dex |
| Alter | 1,72 ± 0,47 Gyr |
| Andere Bezeichnungen | |
| Datenbankreferenzen | |
| SIMBAD | Daten |
Epsilon Leporis , latinisiert von ε Leporis, ist ein Stern dritter Größe im südlichen Sternbild Lepus . Die scheinbare visuelle Helligkeit von +3.166 platziert es an dritter Stelle in der Helligkeit unter den Sternen in dieser Konstellation. Basierend auf Parallaxenmessungen befindet es sich in einer Entfernung von etwa 213 Lichtjahren (65 Parsec ) von der Erde.
Dies ist ein entwickelter Riesenstern mit einer stellaren Klassifizierung von K4 III, der sich auf das 40-fache des Sonnenradius ausgedehnt hat. Sie ist etwa 1,72 Milliarden Jahre alt und hat die 1,70-fache Masse der Sonne bei einer 372-fachen Leuchtkraft. Die äußere Atmosphäre ist mit einer effektiven Temperatur von 4.131 K kühler als die der Sonne , was ihr den orangen Farbton eines Sterns vom Typ K verleiht . In seiner Zusammensetzung weist dieser Stern eine ähnliche Fülle an anderen Elementen als Wasserstoff und Helium auf wie die Sonne.
Die Hülle dieses Sterns unterliegt Schwingungen, die sich als Änderungen der Radialgeschwindigkeit des Sterns zeigen . Diese folgen über lange Zeiträume einem linearen Trend in Kombination mit Schwingungen kürzerer Perioden, die über einige Tage auftreten. Es ist unwahrscheinlich, dass diese Schwingungen auf das Rotationsmodul zurückzuführen sind, da dies eine hohe Rotationsrate implizieren würde, die sich durch starke Röntgenstrahlung bemerkbar machen würde. Stattdessen können sie das Ergebnis seiner sonnenähnlichen und Mira -ähnlichen Schwingungen.