람다 벨로룸

Lambda Velorum
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λ 벨로룸
(수하일)
Vela constellation map.svg
Red circle.svg
λ 벨로룸(순환)의 위치
관측 데이터
신기루 J2000.0 이쿼녹스 J2000.0
별자리 벨라
우측 상승 09h 07m 59.75787s[1]
탈위임 −43° 25′ 57.3273″[1]
겉보기 크기 (V) 2.21[2] (2.14–2.30[3]
특성.
스펙트럼형 K4 Ib[4]
U-B색지수 +1.80[2]
B-V색지수 +1.65[2]
변수형 LC[3]
아스트로메트리
방사 속도 (Rv)+18.4km[5]/s
고유 운동 (μ) RA: −24.01[1]mas/yr
Dec.: +13.52[1]mas/yr
시차 (π)5.99 ± 0.11[1] 마스
거리545 ± 10 리
(102 ± 3 pc)
절대치수 (MV)−3.99[6]
세부 사항
미사7 ± 1[7] M☉
반지름210[7] R☉
루미도7,900[7] L☉
표면 중력 (log g)0.6[7] cgs
온도3,800–4,000[7] K
금속성 [Fe/H]+0.06[8] 덱스
회전 속도 (v sin i)6.7km[6]/s
나이31.6 ± 1.7[9] 마이어
기타 지정
알수하일, 알 수하일 알 와즈, 수하일, 알 수칼', CD-42°4990, FK5 345, HD 78647, HIP 44816, HR 3634, SAO 22087890.
데이터베이스 참조
심바드자료

람다 벨로룸(Lambda Vel, 약칭 람다 벨, λ Vel)은 공식적으로 수하일 /ˈsuːheɪl/[10]로 명명된 벨라의 남쪽 별자리에 있는 별이다.평균적인 겉보기 시각적 크기 2.21로,[2] 이것은 별자리에서 세 번째로 밝은 별이고 하늘에서 가장 밝은 별들 중 하나이다.이 별까지의 거리는 시차 기법을 사용하여 직접 측정할 수 있으며, 태양으로부터 약 545광년(167파섹)을 얻을 수 있다.[1]

명명법

λ 벨로룸(Lambda Velorum)은 별의 바이엘 명칭이다.

아랍어 전통 이름 ااهللل suh suh suh suh suh suh suh suh suh suh suh suh suh suh suh suh suh suh suh suh suh suhsuayl al-wazn(Al Suail al Wazn)을 지니고 있었지만, 현대 항해 스타로서 이것은 수하일로 단축되었다.'수하일'(아랍어로 흔한 남자 이름)은 전통적으로 카노푸스, 감마 벨로룸(알 수하일 알 무흘리프), 제타 피피스(수하일 하다르) 등 3개 이상의 별에 사용되었다.국제천문연맹은 2016년 항성명 작업반(WGSN)[11]을 조직해 항성의 적절한 명칭을 분류하고 표준화했다.WGSN은 2016년 8월 21일 이 별에 대해 수하일이라는 이름을 승인했고, 현재는 IAU 스타 이름 카탈로그에 등록되어 있다(캐노푸스는 그 이름이 그대로 승인되었고, 제타 퍼피스는 Naos라는 이름이 부여되었다).[10]

중국 천문학에서 수하일은 天記(피닌:톈지(天地)는 동물의 나이를 추정하기 위한 심판이라는 뜻으로, 이 별은 자신을 표시하고 동물의 나이 추정을 위한 심판대에 홀로 서 있기 때문이다.고스트 저택( 참조: 중국식 별자리), ),[12]記(Tiannjì)은 티아인 케로 서구화되었지만, 티아인 케라는 이름은 알렌이 저작한 Psi Velorum에 의해 지정되었으며 의미는 "천국의 기록"[13]이다.

특성.

λ 벨로룸의 바깥쪽 봉투는 유효온도가 약 4000K로 K형 별의 시원한 오렌지 빛깔을 준다.[14]Lc형 느린 불규칙 변광성으로서 겉보기 크기 +2.14 ~ +2.30 사이에서 밝기가 달라진다.[3]

λ 벨로룸은 중심부의 수소를 소진시킨 진화된 별이다.그것은 태양의 약 7배의 질량을 가지고 있다.적색거성분(RGB)에서 약간 더 거대한 별이라는 것을 배제하지는 않지만 점증거성거성분(AGB)에 오르거나 접근할 가능성이 높다.[15]AGB 별로서, 그것은 탄소와 산소의 불활성 코어를 가지고 있고, 코어 바깥의 두 개의 껍질에 헬륨과 수소를 번갈아 융합하고 있다.이 별의 바깥쪽 외피가 확장되어 자기장을 발생시키는 깊고 대류적인 수소 연소 층을 형성하고 있다.이 분야의 표면 강도는 1.72 ± 0.33 G로 측정되었다.[16] 질량이 큰 별들은 작은 별들보다 수소 "연료"를 훨씬 더 빨리 사용하며 람다 벨로룸은 약 3200만 년밖에 되지 않은 것으로 추정된다.[9]

λ 벨로룸은 행성상 성운과 백색 왜성 잔해를 생성하여 생을 마감하는 중간 항성의 질량 범위 상단에 가깝다.그것은 전자 캡쳐 초신성을 생산할 수 있을 만큼 충분히 거대할 수 있다.[17]

참조

  1. ^ a b c d e f van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357, S2CID 18759600
  2. ^ a b c d Johnson, H. L.; et al. (1966), "UBVRIJKL photometry of the bright stars", Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, 4 (99): 99, Bibcode:1966CoLPL...4...99J
  3. ^ a b c Ruban, E. V.; et al. (September 2006), "=Spectrophotometric observations of variable stars", Astronomy Letters, 32 (9): 604–607, Bibcode:2006AstL...32..604R, doi:10.1134/S1063773706090052, S2CID 121747360. J/PAZh/32/672 VizieR 카탈로그 항목을 참조하십시오.
  4. ^ Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). "The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars". Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373.
  5. ^ Wilson, R. E. (1953). "General Catalogue of Stellar Radial Velocities". Carnegie Institute Washington D.C. Publication. Carnegie Institute of Washington D.C. Bibcode:1953GCRV..C......0W.
  6. ^ a b Setiawan, J.; Pasquini, L.; Da Silva, L.; Hatzes, A. P.; von Der Lühe, O.; Girardi, L.; De Medeiros, J. R.; Guenther, E. (2004). "Precise radial velocity measurements of G and K giants. Multiple systems and variability trend along the Red Giant Branch". Astronomy and Astrophysics. 421: 241. Bibcode:2004A&A...421..241S. doi:10.1051/0004-6361:20041042-1.
  7. ^ a b c d e Carpenter, Kenneth G.; Robinson, Richard D.; Harper, Graham M.; Bennett, Philip D.; Brown, Alexander; Mullan, Dermott J. (1999). "GHRS Observations of Cool, Low-Gravity Stars. V. The Outer Atmosphere and Wind of the Nearby K Supergiant λ Velorum". The Astrophysical Journal. 521 (1): 382–406. Bibcode:1999ApJ...521..382C. doi:10.1086/307520.
  8. ^ Luck, R. Earle (2014). "Parameters and Abundances in Luminous Stars". The Astronomical Journal. 147 (6): 137. Bibcode:2014AJ....147..137L. doi:10.1088/0004-6256/147/6/137.
  9. ^ a b Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (January 2011), "A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 410 (1): 190–200, arXiv:1007.4883, Bibcode:2011MNRAS.410..190T, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, S2CID 118629873
  10. ^ a b "IAU Catalog of Star Names". Retrieved 28 July 2016.
  11. ^ IAU Working Group on Star Names (WGSN), International Astronomical Union, retrieved 22 May 2016.
  12. ^ (중국어로) AEEA(천문학의 전시 및 교육의 활동) 天文教資 2006 2006 2006 2006 年 6 月 29 日
  13. ^ Allen, Richard Hinckley, Star Names — Their Lore and Meaning: Argo Navis
  14. ^ "The Colour of Stars", Australia Telescope, Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, December 21, 2004, archived from the original on February 22, 2012, retrieved 2012-01-16
  15. ^ Carpenter, Kenneth G. (1998). "The Structure of the Outer Atmosphere and Wind of lambda Vel". Asymptotic Giant Branch Stars. 191: P206. Bibcode:1998IAUS..191P.206C.
  16. ^ Grunhut, J. H.; et al. (November 2010), "Systematic detection of magnetic fields in massive, late-type supergiants", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 408 (4): 2290–2297, arXiv:1006.5891, Bibcode:2010MNRAS.408.2290G, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17275.x, S2CID 118564860
  17. ^ Nomoto, K. (1984). "Evolution of 8-10 solar mass stars toward electron capture supernovae. I - Formation of electron-degenerate O + NE + MG cores". Astrophysical Journal. 277: 791. Bibcode:1984ApJ...277..791N. doi:10.1086/161749.