Zeta Leporis
| ζ Lep | |||||||||||||||||||||
 Położenie w gwiazdozbiorze | |||||||||||||||||||||
| Dane obserwacyjne (J2000) | |||||||||||||||||||||
| Gwiazdozbiór | |||||||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Rektascensja |
05h 46m 57,343s[1] | ||||||||||||||||||||
| Deklinacja |
−14° 49′ 19,01″[1] | ||||||||||||||||||||
| Paralaksa (π) | |||||||||||||||||||||
| Odległość | |||||||||||||||||||||
| Wielkość obserwowana | |||||||||||||||||||||
| Rozmiar kątowy | |||||||||||||||||||||
| Ruch własny (RA) | |||||||||||||||||||||
| Ruch własny (DEC) |
−1,38 ± 0,89 mas/rok[1] | ||||||||||||||||||||
| Prędkość radialna |
24,7 ± 1,1 km/s[1] | ||||||||||||||||||||
| Charakterystyka fizyczna | |||||||||||||||||||||
| Rodzaj gwiazdy |
karzeł lub podolbrzym | ||||||||||||||||||||
| Typ widmowy |
A2 IV-V[1] | ||||||||||||||||||||
| Masa | |||||||||||||||||||||
| Promień | |||||||||||||||||||||
| Wielkość absolutna | |||||||||||||||||||||
| Jasność | |||||||||||||||||||||
| Prędkość obrotu |
245 km/s[2] | ||||||||||||||||||||
| Wiek |
231 +116−181 mln lat[5] | ||||||||||||||||||||
| Temperatura |
9910 K[2] | ||||||||||||||||||||
| Charakterystyka orbitalna | |||||||||||||||||||||
| Krąży wokół | |||||||||||||||||||||
| Półoś wielka |
7482[6] pc | ||||||||||||||||||||
| Mimośród |
0,0188[6] | ||||||||||||||||||||
| Alternatywne oznaczenia | |||||||||||||||||||||
| |||||||||||||||||||||
Zeta Leporis (ζ Lep) – gwiazda w gwiazdozbiorze Zająca o typie widmowym A2 IV-V. Znajduje się około 71 lat świetlnych od Słońca. Otacza ją rozległy pas planetoid.
Charakterystyka obserwacyjna
[edytuj | edytuj kod]Obecnie Zeta Leporis jest gwiazdą o wielkości gwiazdowej 3,5m, widoczną gołym okiem, ale niespecjalnie wyróżniającą się jasnością. Według pomiarów sondy Hipparcos w okresie od 1,08 miliona do 950 tysięcy lat temu była najjaśniejszą (po Słońcu) gwiazdą ziemskiego nieba. Jej obserwowana wielkość gwiazdowa sięgnęła −2,05m, kiedy gwiazda przeszła w odległości 5,3 roku świetlnego od Układu Słonecznego; była zatem bliższa i jaśniejsza niż obecnie Syriusz[7].
Charakterystyka fizyczna
[edytuj | edytuj kod]
Zeta Leporis należy do typu widmowego A, jest jaśniejsza i gorętsza od Słońca. Jest to młoda gwiazda, której wiek szacowany jest na od 50 do 347 milionów lat[5]. Gwiazda bardzo szybko wiruje wokół własnej osi, obracając się w tempie około czterech razy na dobę, co skutkuje jej spłaszczeniem[3].
Podobnie jak w przypadku Wegi, z kierunku tej gwiazdy dociera nadwyżka promieniowania podczerwonego, która świadczy o istnieniu okrążającego ją dysku pyłowego. Średnia temperatura pyłu jest wysoka, około 340 K. Jako że ziarna pyłu według obliczeń powinny opaść na gwiazdę w czasie krótszym niż 20 tysięcy lat, pył nie jest pozostałością z czasu formowania się gwiazdy, ale pochodzi z późniejszych zdarzeń, takich jak kolizje planetoid. W 2001 roku ustalono, że gwiazdę otacza pas materii skalnej i pyłowej, podobny do pasa planetoid w Układzie Słonecznym. Ocenia się, że masa pasa planetoid wokół Zety Leporis może być około 200 razy większa niż masa pasa w Układzie Słonecznym. Planetoidy krążą pomiędzy 2,5 a 12,2 au wokół gwiazdy[8][9]. Późniejsza praca wskazywała na obecność dwóch pierścieni, leżących w odległościach 2–4 au i 4–8 au wokół gwiazdy; nie ma pewności, że są one fizycznie rozdzielone[2][10].
Na razie nie są znane żadne planety okrążające tę gwiazdę[3].
Zobacz też
[edytuj | edytuj kod]
Przypisy
[edytuj | edytuj kod]- ↑ a b c d e f g h Zeta Leporis w bazie SIMBAD (ang.) [dostęp 2018-08-28]
- ↑ a b c d e f R.L. Akeson i inni, Dust in the inner regions of debris disks around a stars, „The Astrophysical Journal”, 2, 691, 2009, s. 1896–1908, DOI: 10.1088/0004-637X/691/2/1896, Bibcode: 2009ApJ...691.1896A, arXiv:0810.3701 (ang.).
- ↑ a b c Jim Kaler: Zeta Leporis. STARS, 2010-02-19. [dostęp 2016-01-10]. (ang.).
- ↑ Obliczona na podstawie paralaksy i wielkości obserwowanej.
- ↑ a b Inseok Song, J.-P. Caillault, David Barrado y Navascués, John R. Stauffer. Ages of A-Type Vega-like Stars from uvbyβ Photometry. „The Astrophysical Journal”. 546 (1), s. 352–357, luty 2001. DOI: 10.1086/318269. arXiv:astro-ph/0010102. Bibcode: 2001ApJ...546..352S. (ang.).
- ↑ a b Anderson E., Francis C: HIP 27288. [w:] Extended Hipparcos Compilation (XHIP) [on-line]. VizieR, 2012. [dostęp 2018-08-28]. (ang.).
- ↑ Jocelyn Tomkin. Once and Future Celestial Kings. „Sky and Telescope”. 95 (4), s. 59–63, 1998. Bibcode: 1998S&T....95d..59T.
- ↑ Christine Chen, Michael Jura: UCLA Astronomers Identify Evidence of Asteroid Belt Around Nearby Star; Findings Indicate Potential for Planet or Asteroid Formation. University of California, Los Angeles, 2001-06-04. [dostęp 2016-01-10]. (ang.).
- ↑ Christine Chen, Michael Jura. A Possible Massive Asteroid Belt around Zeta Leporis. „Astrophysical Journal”. 560 (2), s. L171, 2001. DOI: 10.1086/324057. arXiv:astro-ph/0109216. Bibcode: 2001ApJ...560L.171C. (ang.).
- ↑ Tightening the (Asteroid) Belt around Zeta Leporis. Gemini Observatory, 2007-01-19. [dostęp 2016-01-10]. (ang.).
Linki zewnętrzne
[edytuj | edytuj kod]- Zeta Leporis. SolStation.