Beta Comae Berenices
| Beta Comae Berenices | |||||
| |||||
| Date de observație | |||||
|---|---|---|---|---|---|
| Constelație | Coma Berenices | ||||
| Magnitudine aparentă | 4.26[1] | ||||
| Tipul de variabilă | stea variabilă după rotație[*][2] 
| ||||
| Declinație | +27° 52′ 41.4535″[3] | ||||
| Ascensie dreaptă | 13h 11m 52.39379s[3] | ||||
| Astrometrie | |||||
| Mișcare proprie (μ) | AD: -803.372 ± 1.370[4] msa/an Dec.: +882.512 ± 0.526[4] msa/an | ||||
| Orbită | |||||
| Detalii | |||||
| Masă | 1.15[6] M☉ | ||||
| Rază | 1.106 ± 0.011[7] R☉ | ||||
| Luminozitate | 1.357 ± 0.014[7] L☉ | ||||
| Vârstă | 1.5–2.5[8] | ||||
| Temperatură | 5,936 ± 33[7] | ||||
| Alte denumiri | |||||
Alte denumiri | |||||
| Unitățile SI și condiții de temperatură și presiune normale dacă nu s-a specificat altfel. | |||||
Modifică date / text  |
|||||
Beta Comae Berenices (β Comae Berenices, β Com) este o stea pitică din secvența principală din constelația nordică Coma Berenices. Este situată la o distanță de aproximativ 29,95 de ani-lumină (9,18 parseci) de Pământ. Litera greacă beta (β) indică de obicei faptul că steaua are a doua cea mai mare magnitudine vizuală din constelație. Cu toate acestea, cu o magnitudine vizuală aparentă de 4,3,[1] această stea este de fapt puțin mai strălucitoare decât α Comae Berenices. Ea poate fi observată cu ochiul liber, dar poate fi prea slabă pentru a fi văzută dintr-o zonă urbană aglomerată.
Steaua este asemănătoare cu Soarele, fiind doar puțin mai mare și mai strălucitoare în magnitudine absolută. Are o clasificare stelară de G0 V,[9] în comparație cu G2 V pentru Soare. Temperatura efectivă a învelișului exterior este de 5.936 K,[7] ceea ce îi conferă nuanța galbenă a unei stele de tip G. [10] În ceea ce privește vârsta, este mai tânără decât Soarele, având o vechime de aproximativ 3 miliarde de ani.[8]
Observațiile privind variațiile pe termen scurt ale activității cromatice sugerează că steaua suferă o rotație diferențială,[11] cu o perioadă de rotație de aproximativ 11–13 zile.[12] Suprafața sa are un ciclu de activitate măsurat de 16,6 ani, comparativ cu 11 ani pe Soare. De asemenea, poate avea un ciclu de activitate secundară de 9,6 ani.[13] La un moment dat s-a crezut că această stea ar putea avea un însoțitor spectroscopic. Cu toate acestea, acest lucru a fost exclus prin intermediul unor măsurători mai precise ale vitezei radiale. Nicio planetă nu a fost încă detectată în jurul său și nu există nicio dovadă a unui disc circumstelar.
Zona locuibilă pentru această stea, definită ca locurile în care apa lichidă ar putea fi prezentă pe o planetă asemănătoare Pământului, este de 0,918–1,96 ua, unde 1 ua este distanța medie de la Pământ la Soare.[14]
 | Unul sau mai mulți editori lucrează în prezent la această pagină sau secțiune. Pentru a evita conflictele de editare și alte confuzii creatorul solicită ca, pentru o perioadă scurtă de timp, această pagină să nu fie editată inutil sau nominalizată pentru ștergere în această etapă incipientă de dezvoltare, chiar dacă există unele lacune de conținut. Dacă observați că nu au mai avut loc modificări de 10 zile puteți șterge această etichetă. |
Note[modificare | modificare sursă]
- ^ a b Johnson, H. L.; et al. (), „UBVRIJKL photometry of the bright stars”, Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, 4 (99): 99, Bibcode:1966CoLPL...4...99J
- ^ Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: An Empirical Time-Dependent Magnetic Bode's Relation?
- ^ a b van Leeuwen, Floor (noiembrie 2007), „Validation of the new Hipparcos reduction”, Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752v1
, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357 Note: see VizieR catalogue I/311.
- ^ a b Format:Cite DR2
- ^ Gaia Early Data Release 3
- ^ Takeda, G.; et al. (). „Stellar parameters of nearby cool stars. II. Physical properties of ~1000 cool stars from the SPOCS catalog”. Astrophysical Journal Supplement Series. 168 (2): 297–318. arXiv:astro-ph/0607235 . Bibcode:2007ApJS..168..297T. doi:10.1086/509763. Note: see VizieR catalogue J/ApJS/168/297.
- ^ a b c d Boyajian, Tabetha S.; et al. (februarie 2012), „Stellar Diameters and Temperatures. I. Main-sequence A, F, and G Stars”, The Astrophysical Journal, 746 (1): 101, arXiv:1112.3316 , Bibcode:2012ApJ...746..101B, doi:10.1088/0004-637X/746/1/101. See Table 10.
- ^ a b Mamajek, Eric E.; Hillenbrand, Lynne A. (noiembrie 2008). „Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics”. The Astrophysical Journal. 687 (2): 1264–1293. arXiv:0807.1686 . Bibcode:2008ApJ...687.1264M. doi:10.1086/591785.
- ^ Gray, R. O.; Napier, M. G.; Winkler, L. I. (aprilie 2001), „The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars”, The Astronomical Journal, 121 (4): 2148–2158, Bibcode:2001AJ....121.2148G, doi:10.1086/319956
- ^ „The Colour of Stars”, Australia Telescope, Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, , arhivat din original la , accesat în
- ^ Donahue, Robert A.; Baliunas, Sallie L. (iulie 1992), „Evidence of differential surface rotation in the solar-type star HD 114710”, Astrophysical Journal Letters, 393 (2): L63–L66, Bibcode:1992ApJ...393L..63D, doi:10.1086/186452
- ^ Gray, David F.; Baliunas, Sallie L. (ianuarie 1997), „The Rotation of the G0 Dwarf beta Comae”, Astrophysical Journal, 475 (1): 303–312, Bibcode:1997ApJ...475..303G, doi:10.1086/303522
- ^ Baliunas, S. L.; et al. (ianuarie 1995), „Chromospheric variations in main-sequence stars”, Astrophysical Journal, Part 1, 438 (1): 269–287, Bibcode:1995ApJ...438..269B, doi:10.1086/175072 See appendix A.
- ^ Cantrell, Justin R.; et al. (octombrie 2013), „The Solar Neighborhood XXIX: The Habitable Real Estate of Our Nearest Stellar Neighbors”, The Astronomical Journal, 146 (4): 99, arXiv:1307.7038 , Bibcode:2013AJ....146...99C, doi:10.1088/0004-6256/146/4/99
| ||||||||||||||
