HD30466
Зовнішній вигляд
Дані дослідження Епоха J2000,0 | |
---|---|
Сузір'я | |
Пряме піднесення | 4г 49х 16,00с |
Схилення | +29° 34′ 16,9″ |
Видима величина (V) | 7,26[1] |
Характеристики | |
Спектральний клас | A0 |
показник кольору U−B | -0,15 |
яскравість B | 7,374±0,006[2] |
показник кольору B−V | 0,065±0,012[2] |
яскравість V | 7,274±0,007[2] |
Тип змінності | |
Дані фотометрії Стрьомґрена | |
колір b−y | 0,04 |
індекс m1 | 0,18 |
індекс c1 | 0,69 |
індекс Hβ | 2,79[1] |
Дані фотометрії Гіппаркос | |
Максимальна яскравість | 7,260[2] |
Мінімальна яскравість | 7,300[2] |
Період фотометричної змінності зорі |
4,08[2] доби |
Астрометрія | |
Власний рух (μ) | за пр. піднес.: 8,53± 0,99[2] мас/рік |
Паралакс (π) | 6,12 ± 0,96[2] мас |
Відстань | 532,94 світлових років 163,40 парсек |
Подробиці | |
Маса | M☉ |
Інші позначення | |
Посилання | |
SIMBAD | дані для HD30466 |
HD30466 — хімічно пекулярна зоря спектрального класу A0, що має видиму зоряну величину в смузі V приблизно 7,3.[1] Вона розташована на відстані близько 532,9 світлових років від Сонця.[2]
Телескоп Гіппаркос зареєстрував фотометричну змінність даної зорі з періодом 4,08 доби в межах від Hmin= 7,30 до Hmax= 7,26.[2]
Зоряна атмосфера HD30466 має підвищений вміст Si .[1]
Спектр даної зорі вказує на наявність магнітного поля у її зоряній атмосфері. Напруженість повздовжної компоненти поля оціненої з аналізу наявних ліній металів становить 1464,7± 293,3 Гаус.[3]
- 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
- ↑ а б в г Renson P., Manfroid J., General catalogue of Ap, HgMn and Am stars, 2009, A&A...498..961
- ↑ а б в г д е ж и к л м ESA, 1997, The Hipparcos Catalogue, ESA SP-1200
- ↑ 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. |