Хатиса
  Хатиса у сузір'ї Оріона (обведено) | |
| Дані дослідження Епоха J2000,0 | |
|---|---|
| Сузір'я | Оріон |
| Пряме піднесення | 5г 35х 26,45с |
| Схилення | - 5° 54′ 44,5″ |
| Видима величина (V) | 7,20[1]
|
| Характеристики | |
| Спектральний клас | B4 |
| Показник кольору U−B | 0,00 |
| Показник кольору B−V | 0,00 |
| Тип змінності | Оріонові змінні  |
| Астрометрія | |
| Власний рух (μ) | за пр. піднес.: мсд/рік |
| Паралакс (π) | 1,4 ± 0,22 кутова мілісекунда[3]
|
| Відстань | |
| Абсолютна величина (MV) | 3,65
|
| Подробиці | |
| Маса | 1,236 M☉ |
| Гравітація | 10 000 cm/s²[4] |
| Температура | 32 200 K[5] |
| Металічність [Fe/H] | 0,1[4] |
| Інші позначення | |
| Посилання | |
| SIMBAD | дані для HD37043 |
Хатиса[6] (Йота Оріона, ι Ori, HD37043) — хімічно пекулярною зорею спектрального класу B4 й має видиму зоряну величину в смузі V приблизно 7,2[1]. Вона знаходиться у сузір'ї Оріона й розташована на відстані біля 1340 світлових років від Сонця.
Пекулярний хімічний вміст
Хатиса належить до хімічно пекулярних зір із пониженим вмістом гелію. У її зоряній атмосфері спостерігається нестача гелію порівняно з його вмістом в атмосфері Сонця.
Магнітне поле
Спектр даної зорі вказує на наявність магнітного поля у її зоряній атмосфері. Напруженість повздовжної компоненти поля, оціненої з аналізу, становить 315,7± 580,6 Гаус[7].
Див. також
- Перелік HgMn-зір
- Ртутно-манганова зоря
- Перелік магнітних хімічно пекулярних зір
- Перелік хімічно пекулярних зір (4h-6h)
- Хімічно пекулярна зоря
- Перелік хімічно пекулярних зір з пониженим вмістом гелію
- Хімічно пекулярна зоря з пониженим вмістом гелію
- Перелік Am-зір
- Am-зоря
Зовнішні посилання
- Астрономи спостерігають почергові роззирення й стикання зорі Йота Оріона [Архівовано 11 березня 2017 у Wayback Machine.] (рос.)
Джерела
- ↑ а б Renson P., Manfroid J., General catalogue of Ap, HgMn and Am stars, 2009, A&A...498..961
- ↑ Alfaro E. J., Gamen R. C., Barbá R. H. et al. The Galactic O-Star Spectroscopic Survey. I. Classification system and bright northern stars in the blue-violet at R ~ 2500 // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 2011. — Vol. 193, Iss. 2. — P. 24. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.1088/0067-0049/193/2/24 — arXiv:1101.4002
- ↑ Leeuwen F. v. Validation of the new Hipparcos reduction // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2007. — Vol. 474, Iss. 2. — P. 653–664. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20078357 — arXiv:0708.1752
- ↑ а б в г Conti P. S., Loonen J. P. Coarse analysis of the helium weak B star iota Ori B // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 1970. — Vol. 8. — P. 197–203. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
- ↑ а б Sokolov N. A. The determination of T_eff_ of B, A and F main sequence stars from the continuum between 3200 A and 3600 A. // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 1995. — Vol. 110. — P. 553–564. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
- ↑ Оріон // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 333. — ISBN 966-613-263-X.
- ↑ Bychkov V.D., Bychkova L.V., Madej J., 2003, 'Catalogue of averaged stellar effective magnetic fields', Astron. Astrophys. 407, 631
|
Це незавершена стаття з астрономії. Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її. |
Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).