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Deutsch15 Cygni – Wikipédia, a enciclopédia livre
| 15 Cygni | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Cygnus |
| Asc. reta | 19h 44m 16.60522s[1] |
| Declinação | +37° 21′ 15.6771″[1] |
| Magnitude aparente | 4.90[2] |
| Características | |
| Tipo espectral | G8 III[2] |
| Cor (B-V) | 0.931[3] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | −23.62±0.21 km/s[4] |
| Mov. próprio (AR) | +72.660 mas/a[1] |
| Mov. próprio (DEC) | +35.708 mas/a[1] |
| Paralaxe | 11.0063 ± 0.1188 mas[1] |
| Distância | 296 ± 3 anos-luz 90.9 ± 1.0 pc |
| Magnitude absoluta | 0.19[5] |
| Detalhes | |
| Massa | 2.30[3] M☉ |
| Raio | 12[4] R☉ |
| Gravidade superficial | 2.8 cgs[4] |
| Luminosidade | 93.3[3] L☉ |
| Temperatura | 4,920±61[3] K |
| Metalicidade | −0.14[4] |
| Rotação | 2.8 km/s[4] |
| Idade | 1.50 bilhões de[3] anos |
| Outras denominações | |
| 15 Cyg, BD+37°3586, FK5 740, HD 1866751, HIP 97118, HR 7517, SAO 68778.[6] | |
15 Cygni é uma estrela[7] na constelação do norte de Cygnus. Com uma magnitude visual aparente de 4,90,[2] é uma estrela fraca, mas visível a olho nu. A distância até 15 Cygni pode ser estimada a partir de seu deslocamento parallax anual de 11,0 mas,[1] o que produz uma separação da Terra de cerca de 296 anos-luz. Está se aproximando do Sol com uma velocidade radial heliocêntrica de −23,6 km/s.[4]
Esta é uma estrela gigante envelhecida com uma classificação estelar de G8 III,[2] tendo consumido o hidrogênio em seu núcleo e evoluído da sequência principal. É um gigante vermelho,[8] o que significa que está gerando energia via fusão de hélio em seu núcleo. A estrela tem 1,50 bilhões de anos, com 2,3 vezes a massa do Sol,[4] e se expandiu 12 vezes mais que o tamanho do raio do Sol.[3] Ela irradia 93 vezes a luminosidade do Sol a partir de sua fotosfera ampliada a uma temperatura efetiva de 4.920 K.[3]
Referências
[editar | editar código-fonte]- ↑ a b c d e f Citação:
- ↑ a b c d Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989), «The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars», Astrophysical Journal Supplement Series, 71, Bibcode:1989ApJS...71..245K, doi:10.1086/191373.
- ↑ a b c d e f g Luck, R. Earle (2015), «Abundances in the Local Region. I. G and K Giants», The Astronomical Journal, 150 (3), Bibcode:2015AJ....150...88L, arXiv:1507.01466
, doi:10.1088/0004-6256/150/3/88. - ↑ a b c d e f g Massarotti, Alessandro; et al. (janeiro de 2008), «Rotational and Radial Velocities for a Sample of 761 Hipparcos Giants and the Role of Binarity», The Astronomical Journal, 135 (1): 209–231, Bibcode:2008AJ....135..209M, doi:10.1088/0004-6256/135/1/209
- ↑ Takeda, Yoichi; et al. (fevereiro de 2005), «Stellar Parameters and Photospheric Abundances of Late-G Giants: Properties of the Targets of the Okayama Planet Search Program», Publications of the Astronomical Society of Japan, 57 (1): 109–125, Bibcode:2005PASJ...57..109T, doi:10.1093/pasj/57.1.109.
- ↑ Citação:
- ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (setembro de 2008), «A catalogue of multiplicity among bright stellar systems», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389 (2): 869–879, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, arXiv:0806.2878, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x.
- ↑ Alves, David R. (agosto de 2000), «K-Band Calibration of the Red Clump Luminosity», The Astrophysical Journal, 539 (2): 732–741, Bibcode:2000ApJ...539..732A, arXiv:astro-ph/0003329, doi:10.1086/309278.
