Войти
  A звездная карта созвездия Дораду, показывающая положение Зета Дорадус (обведено) | |
| Данные наблюдений. Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Дорадо |
| ζ Dor A | |
| Прямое восхождение | 05 05 30.657 ± 1.67 |
| Склонение | -57 ° 28 ′ 21,74 ″ ± 1,67 |
| Видимая звездная величина (В) | 4,8191 ± 0,007 |
| ζ Dor B | |
| Прямое восхождение | 05 05 47,374 ± 8,71 |
| Склонение | −57 ° 33 ′ 13,80 ″ ± 8,00 |
| Видимая звездная величина (В) | 9,0206 ± 0,017 |
| Характеристики | |
| ζ Dor A | |
| Спектральный тип | F7V |
| B − V показатель цвета | 0,526 ± 0,011 |
| ζ Dor B | |
| Спектральный тип | K7V |
| B − V индекс цвета | 1,386 ± 0,012 |
| Астрометрия | |
| ζ Dor A | |
| Лучевая скорость (Rv) | −2,0 ± 0,9 км / с |
| Собственное движение (μ) | RA: -30.97 ± 0.19 mas /yr. Dec.: 117.22 ± 0.19 mas /yr |
| Parallax (π) | 85,87 ± 0,18 mas |
| Расстояние | 37,98 ± 0,08 ly. (11,65 ± 0,02 pc ) |
| Абсолютная звездная величина (MV) | 4,38 |
| ζ Dor B | |
| Собственное движение (μ) | RA: −31,19 ± 0,91 mas /yr. Dec.: 118,48 ± 0,99 mas /yr |
| Parallax (π) | 85,77 ± 0,89 mas |
| Расстояние | 38,0 ± 0,4 ly. (11,7 ± 0,1 pc ) |
| Детали | |
| Zeta Dor A | |
| Масса | 1,07 M☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g) | 4,38 cgs |
| Температура | 6158 K |
| Металличность [Fe / H] | −0,21 ± 0,07 dex |
| Скорость вращения (v sin i) | 15,4 ± 0,8 км / с |
| Возраст | 0,58 млрд лет |
| ζ Dor B | |
| Масса | 0,53 M☉ |
| Температура | 4750 ± 340 K |
| Другие обозначения | |
| ζ Dor A : CPD −57 ° 735, FK5 189, GJ 189, HD 33262, HIP 23693, HR 1674, SAO 233822 | |
| ζ Dor B : GJ 1075, HIP 23708 | |
| Ссылки на базу данных | |
| SIMBAD | ζ Dor A |
| ζ Dor B | |
Zeta Doradus (ζ Дор ) - молодая звездная система, которая находится на расстоянии примерно 38 световых лет от нас. Система состоит из двух широко разделенных звезд, при этом основная яркость достаточно яркая, чтобы ее можно было наблюдать невооруженным глазом, а вторая - гораздо более тусклая звезда, для наблюдения которой требуется телескопическое оборудование.
Zeta Doradus A - яркий, высокий звезда собственного движения со спектральным классом F7V, что означает, что это звезда главной последовательности, которая горячее и ярче Солнца. С видимой величиной 4,82 это примерно восьмая по яркости звезда в созвездии Дорадо.
Хотя известно, что Зета Дорадус B является ближайшей звездой, по крайней мере, со времен Каталога ближайших звезд, связь, что это обычное собственное движение спутник Зета Дорадус А был сделан намного позже благодаря данным со спутника Hipparcos. Две звезды образуют широкую двойную систему с физическим разделением между компонентами примерно 0,018 парсека (0,06 светового года), что составляет примерно 3700 а.е. Это сопоставимо с расстоянием в 15000 а.е. между Альфа Центавра AB и Проксима Центавра.
Оба компонента системы демонстрируют значительную активность: log R 'HK звезд равны -4,373 и -4,575, соответственно, в то время как звезда является «тихой», когда ее Log R 'HK составляет <-4.8. This indicates that the system is young; indeed, the estimated age for Zeta Doradus A is only 0.58 billion years, about an eighth of the solar age.
. Для молодой звезды не является необычным иметь диск мусора ; Дзета Дорадус А не является исключением, поскольку было обнаружено, что у него есть избыток инфракрасного излучения, указывающий на диск из небольших тел, подобных кометам, повторно излучающих поглощенный свет на более красной длине волны. Для Дзета Дорадус А пылевой диск имеет светимость в 6,0 x 10 раз больше солнечной светимости и температуру 91 ± 12 Кельвинов, что указывает на то, что он находится на расстоянии нескольких а.е.
Звезды раннего спектрального класса (>F8) часто игнорируются поисками планет на основе радиальной скорости (RV) из-за проблем с точностью: их высокая температура уменьшает глубину их спектральные линии, и они имеют тенденцию быть быстрыми ротаторами, что расширяет их спектральные линии. Тем не менее, иногда все еще возможно достичь уровней точности, позволяющих обнаруживать планеты в звездах AF-типа, поэтому Зета Дорадус A был включен в выборку звезд раннего типа, наблюдаемых с помощью HARPS. Было обнаружено, что звезда является RV-стабильной до 17 м / с с внутренней неопределенностью 3 м / с, что указывает на то, что у звезды нет близких по массе спутников, но не исключает наличия субъюпитерианской массы. планеты.
.
