V1401 Aquilae
|
Observationsdata Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| Konstellation | Aquila |
| Rätt uppstigning | 20 h 05 m 05.41344 s |
| Deklination | −11° 35′ 57,8964″ |
| Skenbar magnitud (V) | 6,38 (6,18 till 6,55) |
| Egenskaper | |
| Spektral typ | F2II |
| B−V färgindex | 0,543 ± 0,023 |
| Variabel typ | SRd |
| Astrometri | |
| Radiell hastighet (R v ) | −12,1 ± 2,9 km/s |
| Korrekt rörelse (μ) | RA: −2,585 mas / år Dec.: +15,629 mas / år |
| Parallax (π) | 1,3722 ± 0,0441 mas |
| Distans | 2 380 ± 80 ly (730 ± 20 st ) |
| Detaljer | |
| Massa | 4,1 M ☉ |
| Radie | 35 R ☉ |
| Ljusstyrka |
656 1 309 L ☉ |
| Ytgravitation (log g ) | 1,49 ± 0,14 cgs |
| Temperatur | 6 192 ± 90 K |
| Metallicitet [Fe/H] | −1,12 ± 0,08 dex |
| Andra beteckningar | |
| Databasreferenser | |
| SIMBAD | data |
V1401 Aquilae är en enkel, halvregelbunden pulserande stjärna i ekvatorkonstellationen Aquila . Den har beteckningen HD 190390 från Henry Draper Catalog och benämndes tidigare 64 Sagittarii . Stjärnans evolutionära status är oklart, och den har klassificerats som ett post- AGB - objekt, en UU Herculis-variabel eller tillhörande W Virginis- variabelunderklassen av typ II- cefeider . Det är svagt synligt för blotta ögat med en uppenbar visuell magnitud som fluktuerar runt 6,38. Baserat på parallaxmätningar ligger den på ett avstånd av cirka 2 380 ljusår . Den ligger 21,5° från det galaktiska planet.
Variabiliteten av denna stjärna tillkännagavs av W. Strohmeier och medarbetare 1965. C. Waelkens och M. Burnet 1985 fann en oregelbunden fotometrisk variation med en period på cirka en månad och föreslog att det var en kandidat UU Herculis- variabel . JD Fernie 1986 bekräftade variabiliteten och identifierade preliminärt perioder på 28,4 och 11,8 dagar. Han hittade en mycket låg gravitation med skalliknande egenskaper, vilket tyder på potentiell massaförlust. En analys av den kemiska sammansättningen av RE Luck och medarbetare 1990 fann en mild förbättring av s-processelement såväl som litium, vilket tyder på att det kan ha utvecklats från en litiumrik jätte.
Stjärnklassificeringen av V1401 Aql är F2II, matchande en ljus jätte jätte av F-typ . Det finns starka bevis för att denna stjärna tillhör populationen II cepheider, och det kan vara en W Virginis-variabel. På Hertzsprung–Russell-diagrammet ligger det på den blå (heta) sidan av Cepheidinstabilitetsremsan för population II- stjärnor. Medlemskap i variabelklassen UU Herculis verkar mindre sannolikt eftersom den har en relativt normal radiell hastighet och inget infrarött överskott har upptäckts. Pulseringsperioden på 28,6 dagar har bekräftats, men pulsationsbeteendet för denna stjärna är komplext och det är inte framgångsrikt modellerat med en enkel harmonisk radiell pulsering.
Stjärnan är starkt metallbrist med en faktor på 40, vilket betyder att mängden av element med högre massa är mycket lägre än i solen. Det finns en mild förbättring av s- processelement, även om detta inte anses vara inneboende. Vissa forskare har misstänkt att stjärnan är i ett evolutionärt stadium efter den asymptotiska jättegrenen, men detta är inte bekräftat baserat på kemiska överflöd.
