Βήτα Εξάντος
Ο β (βήτα) Εξάντος (Beta Sextantis, β Sex) είναι ο τρίτος φωτεινότερος (όπως φαίνεται από τη Γη) αστέρας στον αστερισμό Εξάντα. Παρότι ορατός από όλη σχεδόν τη Γη, αφού βρίσκεται πολύ κοντά στον ουράνιο ισημερινό (περίπου 5,5 μοίρες ανατολικά του α), απαιτεί σκοτεινό και διαυγή ουρανό για να γίνει ορατός με γυμνό μάτι, καθώς είναι αστέρας πέμπτου μεγέθους[3].
| β Εξάντος | ||
|---|---|---|
| Αστερισμός: | Εξάς | |
| Συντεταγμένες (εποχή 2000.0): |
α = 10h:07m:34,4s, δ = −0°.38′.13″ | |
| Φαινόμενο μέγεθος: | 5,08 | |
| Φασματικός τύπος: | B6 V[1] ή B5 IV/V[2] | |
| Απόσταση από τη Γη: | 400 ± 20 έτη φωτός | |
| Εναλλακτικές ονομασίες: | 30 Εξάντος, BD+00°2663, HD 90994, HIP 51437, HR 4119, SAO 137608 | |
Ο β Εξάντος χρησίμευσε ως πρότυπος αστέρας στο σύστημα φασματικής ταξινομήσεως MK, με φασματικό τύπο B6 V[1], που αντιστοιχεί σε αστέρα τύπου B της Κύριας ακολουθίας. Ωστόσο, οι Houk και Swift (1999) τού δίνουν τύπο B5 IV/V, προτείνοντας ότι ίσως να βρίσκεται στη μετάβαση σε υπογίγαντα αστέρα.[2] Είναι παράδοξο το ότι έχει χρησιμεύσει επίσης ως πρότυπος αστέρας για το σύστημα φωτομετρίας uvby του Strömgren, ενώ είναι κατηγοριοποιημένος ως μεταβλητός αστέρας, και συγκεκριμένα ως τύπου α2 Θηρευτικών Κυνών[4] με πιθανή περίοδο 15,4 ημερών. Αυτή η μακρά περίοδος αντιφάσκει με παρατηρούμενη υψηλή ταχύτητα περιστροφής, περίπου 85 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο, αφήνοντας ανεπίλυτο το ζήτημα της ερμηνείας της μεταβλητότητας.[5][1]
Ο αστέρας αυτός, αν και νάνος, έχει διάμετρο 3,2 φορές μεγαλύτερη της διαμέτρου του Ήλιου και πραγματική λαμπρότητα 184 φορές μεγαλύτερη της λαμπρότητας του Ήλιου. Το τελευταίο οφείλεται κυρίως στην υψηλή ενεργό θερμοκρασία του (κατά προσέγγιση επιφανειακή θερμοκρασία), 14.570 K περίπου. Ο β Εξάντος απομακρύνεται από τη Γη και το Ηλιακό Σύστημα με ταχύτητα περί τα 12 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο.[6]
Δείτε επίσης Επεξεργασία
Παραπομπές Επεξεργασία
- ↑ 1,0 1,1 1,2 Mathys, G.; Manfroid, J.; Renson, P. (Μάρτιος 1986), «Photometric variability of some early-type stars», Astronomy and Astrophysics Supplement Series 63 (3): 403−416
- ↑ 2,0 2,1 Houk, N.; Swift, C. (1999), Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD Stars, 5, Ann Arbor, Michigan: Department of Astronomy, University of Michigan
- ↑ Crawford, D.L.; Barnes, J.V.; Golson, J.C. (1971), «Four-color, H-beta, and UBV photometry for bright B-type stars in the northern hemisphere», The Astronomical Journal 76: 1058, doi:
- ↑ Kholopov, P.N.; Samus, N.N.; Kazarovets, B.V.; Frolov, M.S.; Kireeva, N.N. (Απρίλιος 1989), «The 69th Name-List of Variable Stars», Information Bulletin on Variable Stars (3323): 1
- ↑ Hempel, M.; Holweger, H. (Σεπτέμβριος 2003), «Abundance analysis of late B stars. Evidence for diffusion and against weak stellar winds», Astronomy and Astrophysics 408: 1065−1076, doi:
- ↑ de Bruijne, J.H.J.; Eilers, A.-C. (Οκτώβριος 2012), «Radial velocities for the HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion project», Astronomy & Astrophysics 546: 14, doi:, A61
 
|
Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα Beta Sextantis της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 4.0. (ιστορικό/συντάκτες). |