CW Leonis
|
Observationsdata Epoch J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| Konstellation | Leo |
| Rätt uppstigning | 09 h 47 m 57.406 s |
| Deklination | +13° 16′ 43,56″ |
| Egenskaper | |
| Spektral typ | C9,5e |
| Skenbar magnitud (R) | 10,96 |
| Skenbar magnitud (J) | 7,34 |
| Skenbar magnitud (H) | 4.04 |
| Skenbar magnitud (K) | 1.19 |
| Variabel typ | Mira |
| Astrometri | |
| Korrekt rörelse (μ) | RA: 35 ± 1 mas / år Dec.: 12 ± 1 mas / år |
| Parallax (π) | 10,56 ± 2,02 mas |
| Distans | cirka. 310 ly (ca 90 st ) |
| Detaljer | |
| Massa | 0,7 - 0,9 M ☉ |
| Radie | 560 R ☉ |
| Ljusstyrka | 8 500 (genomsnitt), 11 850 (max) L ☉ |
| Temperatur | 2 300 (1 915 - 2 105) K |
| Andra beteckningar | |
| 5 | |
| SIMBAD | data |
CW Leonis eller IRC +10216 är en kolstjärna som är inbäddad i ett tjockt dammhölje. Det upptäcktes först 1969 av en grupp astronomer ledda av Eric Becklin , baserat på infraröda observationer som gjorts med det 62 tum (1,6 m) Caltech infraröda teleskopet vid Mount Wilson Observatory . Dess energi emitteras mestadels vid infraröda våglängder. Vid en våglängd på 5 μm visade sig det ha det högsta flödet av något föremål utanför solsystemet .
Egenskaper
CW Leonis tros vara i ett sent skede av sitt liv och blåser av sin egen sotiga atmosfär för att bilda en vit dvärg . Baserat på isotopförhållanden av magnesium , har den initiala massan av denna stjärna begränsats till att ligga mellan 3–5 solmassor . Massan av stjärnans kärna, och stjärnans slutliga massa när den väl blir en vit dvärg, är cirka 0,7–0,9 solmassor. Dess bolometriska ljusstyrka varierar under loppet av en 649-dagars pulsationscykel, från ett minimum av cirka 6 250 gånger solens ljusstyrka upp till en topp på cirka 15 800 gånger. Stjärnans totala uteffekt representeras bäst av en ljusstyrka på 11 300 L ☉ .
Det kolrika gashöljet som omger denna stjärna är minst 69 000 år gammalt och stjärnan förlorar cirka ( 1–4) × 10–5 solmassor per år. Det utökade höljet innehåller minst 1,4 solmassor av material. Speckle observationer från 1999 visar en komplex struktur för detta dammhölje , inklusive partiella bågar och ofärdiga skal. Denna klumpighet kan orsakas av en magnetisk cykel i stjärnan som är jämförbar med solcykeln i solen och resulterar i periodiska ökningar i massförlust.
Olika kemiska grundämnen och ett 50-tal molekyler har påvisats i utflödena från CW Leonis, bland annat kväve , syre och vatten , kisel och järn . En teori var att stjärnan en gång var omgiven av kometer som smälte när stjärnan började expandera, men vatten tros nu bildas naturligt i atmosfären hos alla kolstjärnor.
Distans
Om avståndet till denna stjärna antas vara i den nedre delen av uppskattningsintervallet, 120 pc, spänner astrosfären som omger stjärnan en radie på cirka 84 000 AU . Stjärnan och dess omgivande hölje avancerar med en hastighet av mer än 91 km/s genom det omgivande interstellära mediet . Den rör sig med en rymdhastighet på [U, V, W] = [ 21,6 ± 3,9 , 12,6 ± 3,5 , 1,8 ± 3,3 ] km s −1 .
Följeslagare
Flera tidningar har föreslagit att CW Leonis har en nära binär följeslagare. ALMA och astrometriska mätningar kan visa orbital rörelse. De astrometriska mätningarna, i kombination med en modell inklusive följeslagaren, ger en parallaxmätning som visar att CW Leonis är den kolstjärna som ligger närmast jorden.
Se även
externa länkar
- Vatten hittat runt närliggande stjärna CW Leonis Astronomi Dagens bild 16 juli 2001
- Variationer i dammhöljet runt IRC +10216 avslöjas av öppningsmaskerande interferometri
- http://jumk.de/astroonomie/special-stars/cw-leonis.shtml
- CW Leonis på WikiSky : DSS2 , SDSS , GALEX , IRAS , Hydrogen α , X-Ray , Astrophoto , Sky Map , Artiklar och bilder
| Stjärnor |
|
||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| |||||||||||||
| Galaxer |
|
||||||||||||
