Zeta Virginis- Zeta Virginis
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| Beobachtungsdaten Epoche J2000 Equinox J2000 |
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|---|---|
| Konstellation | Jungfrau |
| Rektaszension | 13 h 34 m 41.591 s |
| Deklination | –00° 35′ 44,95″ |
| Scheinbare Größe (V) | +3.376 |
| Eigenschaften | |
| Spektraltyp | A3 V |
| U−B Farbindex | +0,141 |
| B−V Farbindex | +0,114 |
| Astrometrie | |
| Radialgeschwindigkeit (R v ) | –13,2 km/s |
| Eigenbewegung (μ) | RA: –280,48 ± 0,17 mas / Jahr Dez.: +49,05 ± 0,12 mas / Jahr |
| Parallaxe (π) | 44,03 ± 0,19 m |
| Entfernung | 74,1 ± 0,3 Lj. (22,71 ± 0,10 Stk. ) |
| Absoluter Betrag (M V ) | 1,64 ± 0,05 |
| Einzelheiten | |
| ζ Vir A | |
| Masse | 2.041 ± 0.024 M ☉ |
| Radius | 2.079 ± 0.025 R ☉ |
| Helligkeit | 17,885 ± 0,252 L ☉ |
| Oberflächengravitation (log g ) | 4,12 kg |
| Temperatur | 8247 ± 52 K |
| Rotationsgeschwindigkeit ( v sin i ) | 222 km/s |
| Alter | 0.51 Gyr |
| ζ Vir B | |
| Masse |
0,168+0,012 −0,016 M ☉ |
| Andere Bezeichnungen | |
| Datenbankreferenzen | |
| SIMBAD | Daten |
Zeta Virginis ( ζ Virginis , abgekürzt Zeta Vir , ζ Vir ) ist ein Doppelstern im Tierkreis Konstellation von Jungfrau . Es ist mit bloßem Auge mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von +3,376 sichtbar und befindet sich etwa einen halben Grad südlich des Himmelsäquators . Basierend auf Parallaxenmessungen, die während der Hipparcos- Mission durchgeführt wurden, ist sie etwa 74 Lichtjahre (23 Parsec ) von der Sonne entfernt .
Die beiden Komponenten werden Zeta Virginis A bezeichnet (offiziell genannt Heze / h í z í / eine Mitte des 20. Jahrhunderts Namen für das System) und B.
Nomenklatur
ζ Virginis ( lateinisiert zu Zeta Virginis ) ist die Bayer-Bezeichnung des Systems . Die Bezeichnungen der beiden Komponenten als Zeta Virginis A und B leiten sich aus der Konvention ab, die vom Washington Multiplicity Catalog (WMC) für Mehrfachsternsysteme verwendet und von der International Astronomical Union (IAU) übernommen wurde.
Zeta Virginis trug den Namen Heze in einer 1951 erschienenen Veröffentlichung Atlas Coeli ( Skalnate Pleso Atlas of the Heavens ) des tschechischen Astronomen Antonín Bečvář . Seine Herkunft ist unbekannt. Im Jahr 2016 organisierte die IAU eine Working Group on Star Names (WGSN), um Eigennamen für Sterne zu katalogisieren und zu standardisieren. Die WGSN beschloss , einzelnen Sternen Eigennamen zu geben und nicht ganzen Mehrfachsystemen . Es hat den Namen Heze für die Komponente Zeta Virginis A am 1. Juni 2018 genehmigt und ist nun damit in der Liste der von der IAU genehmigten Sternnamen enthalten.
In Chinesisch ,角宿( Jiǎo Xiu ), was bedeutet , Horn (Asterismus) , bezieht sich auf eine Asterismus bestehend aus ζ Virginis und Spica . Folglich ist der chinesische Name für ζ Virginis角宿二( Jiǎo Xiu èr , Englisch: der zweite Stern von Horn ).
Eigenschaften
Der Primärstern, ζ Virginis A, ist ein Hauptreihenstern mit einer Spektralklasse A3 V, was darauf hinweist, dass er Energie durch die Kernfusion von Wasserstoff in seinem Kern erzeugt. Diese Energie wird von seiner äußeren Hülle mit einer effektiven Temperatur von 8.247 K abgestrahlt , was ihm den weißen Farbton eines Sterns vom Typ A verleiht . Es hat die doppelte Masse der Sonne und den doppelten Sonnenradius und ist etwa eine halbe Milliarde Jahre alt.
Der Stern wurde von Jan Ovidiu Tercu und Gabriel Cristian Neagu als Variable vom DSCT-Typ bestätigt. Die Variabilität hat eine Amplitude von 0,009 Magnituden und eine Hauptperiode von 0,097112 d. Andere beobachtete Zeiträume sind 0,439, 1,069, 0,07691 und 0,07433 d. Die Variabilität wurde während der Datamining-Aktivität mit dem Ziel entdeckt, die Ermittlungskompetenzen der Studierenden zu erhöhen.
Im Jahr 2010 wurde eine geringe Masse stellaren Begleiter entdeckt - Zeta Virginis B. Auch wenn es nicht für eine ausreichend lange Zeit unter Beobachtung gewesen genaue Bahnelemente zu bestimmen, wird geschätzt werden , umkreisen in einem mittleren Abstand von mindestens 24,9 AU mit eine Orbitalexzentrizität von 0,16 oder mehr und eine Orbitalperiode von mindestens 124 Jahren. Dieser Begleiter könnte ein Roter Zwerg sein, was den beobachteten Röntgenfluss dieses Systems erklären würde .
Verweise
Externe Links
- Boyajian, Tabetha S. et al., 2012. Sterndurchmesser und Temperaturen. I. Hauptreihen A, F und G Sterne. The Astrophysical Journal, Band 746 (1) p. 101 [1]