11 Camelopardalis

11 Camelopardalis
11 Camelopardalis ve kırmızımsı yoldaşı 12 Camelopardalis.
Gözlem verisi
Dönem J2000.0      Ekinoks J2000.0
Takımyıldız Zürafa
Sağ açıklık 05sa 06dk 08.45273s
Dik açıklık +58° 58′ 20.5432″
Görünür kadir (V) 5,08
Özellikler
Tayfsal sınıf B3 Ve
B−V renk ölçeği -0,080
Değişen yıldız türü Be
Astrometri
Özdevinim (μ) RA: -6,264 mys/y
Dec.: -7,118 mys/y
Iraklık açısı (π)4,7543 ± 0,1224 mys
Uzaklık690 ± 20 ly
(210 ± 5 pc)
Mutlak kadir (MV)-1,38
Ayrıntılar
Kütle6,0±1,2 M☉
Yarıçap7,87 R☉
Işıma gücü1.766+131-122 L☉
Yüzey kütle çekimi (log g)4,00±0,35 cgs
Sıcaklık17.240 ± 560 K
Dönüş hızı (v sin i)95±6 km/s
Yaş25±3 Milyon yıl
Katalog belirtmeleri
11 Cam, BV Cam, BD+58°804, GC 6193, HD 32343, HIP 23734, HR 1622, SAO 25001, CCDM 05062+5900, WDS J05061+5858A
Veritabanı kaynakları
SIMBADveri

11 Camelopardalis, kuzey takımyıldızı Zürafa'da yer alan ve paralaks (ıraklık açısı) yöntemiyle Güneş'ten yaklaşık 690 ışık yılı uzaklıkta olduğu belirlenen tek bir yıldızdır. Değişen yıldız belirtmesi BV Camelopardalis'tir, 11 Camelopardalis ise Flamsteed belirtmesidir. Bu yıldız, temel görünür görsel büyüklüğü +5,22 kadir olan soluk, mavi-beyaz bir yıldız olarak çıplak gözle görülebilir. Sadece 3 yay dakikası uzaklıktaki 12 Camelopardalis ile görsel bir çift oluşturur.

11 Camelopardalis, yıldız sınıflandırması B3 Ve olan bir ana kol Be yıldızıdır. John R. Percy ve arkadaşları, 11 Camelopardalis'in bir değişen yıldız olduğunu 1979'da keşfetmiş ve bu bulguyu 1981'de yayınlamışlardır. Değişen yıldız belirtmesini 1987'de almıştır. Samus vd. (2017), onu Gama Cassiopeiae tipi yerine bir Be değişeni olarak sınıflandırmakta ve parlaklığının en yüksek 5,10 Hipparcos büyüklüğünden 5,22'ye kadar değiştiğini belirtmektedir. Yıldız 95 km/s'lik bir izdüşümsel dönüş hızıyla döner, fakat aşırı bir kutup-üzeri konumdan gözlemlenmektedir. Bu nedenle belirtilenden çok daha hızlı dönmektedir. Hidrojen çizgisi profillerindeki hızlı değişimlerin yanı sıra hidrojen emisyon çizgilerinde patlamalar da gözlemlenmiştir. 25 milyon yaşındadır ve kütlesi, Güneş'in kütlesinin yaklaşık altı katıdır.

Kaynakça

  1. 1 2 3 4 5 Gaia Collaboration; ve diğerleri. (2023). "Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties". Astronomy and Astrophysics. 674. arXiv:2208.00211 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. VizieR'de bu kaynak için Gaia DR3 kaydı
  2. ↑ "BV Cam", International Variable Star Index, AAVSO, 26 Temmuz 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi26 Temmuz 2022.
  3. 1 2 Slettebak, A. (1982), "Spectral types and rotational velocities of the brighter Be stars and A-F type shell stars", Astrophysical Journal Supplement Series, cilt 50, s. 55, Bibcode:1982ApJS...50...55S, doi:10.1086/190820 Özgürce erişilebilir.
  4. 1 2 3 Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters, 38 (5), s. 331, arXiv:1108.4971 Özgürce erişilebilir, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015.
  5. 1 2 Samus, N. N.; ve diğerleri. (2017), "General Catalogue of Variable Stars", Astronomy Reports, 5.1, 61 (1), ss. 80-88, Bibcode:2017ARep...61...80S, doi:10.1134/s1063772917010085.
  6. 1 2 3 4 5 6 7 Zorec, J.; ve diğerleri. (Kasım 2016), "Critical study of the distribution of rotational velocities of Be stars. I. Deconvolution methods, effects due to gravity darkening, macroturbulence, and binarity", Astronomy & Astrophysics, cilt 595, s. 26, Bibcode:2016A&A...595A.132Z, doi:10.1051/0004-6361/201628760 Özgürce erişilebilir, hdl:11336/37946 Özgürce erişilebilir.
  7. ↑ Kervella, Pierre; Arenou, Frédéric; Thévenin, Frédéric (2022). "Stellar and substellar companions from Gaia EDR3. Proper-motion anomaly and resolved common proper-motion pairs". Astronomy and Astrophysics. 657: 657. arXiv:2109.10912 Özgürce erişilebilir. Bibcode:2022A&A...657A...7K. doi:10.1051/0004-6361/202142146.
  8. 1 2 Tetzlaff, N.; ve diğerleri. (Ocak 2011), "A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 410 (1), ss. 190-200, arXiv:1007.4883 Özgürce erişilebilir, Bibcode:2011MNRAS.410..190T, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x Özgürce erişilebilir.
  9. ↑ "11 Cam". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Erişim tarihi: 15 Nisan 2019.
  10. ↑ Eggleton, P. P.; ve diğerleri. (Eylül 2008), "A catalogue of multiplicity among bright stellar systems", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389 (2), ss. 869-879, arXiv:0806.2878 Özgürce erişilebilir, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x Özgürce erişilebilir.
  11. ↑ Percy, J. R.; Jakate, S. M.; Matthews, J. M. (Ocak 1981). "Short-period light variations in Be stars". Astronomical Journal. 86: 53-61. Bibcode:1981AJ.....86...53P. doi:10.1086/112855. 25 Ocak 2025 tarihinde kaynağından arşivlendi29 Aralık 2024.
  12. ↑ Kholopov, P. N.; Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Kireeva, N. N. (Ağustos 1987). "The 68th Name-List of Variable Stars" (PDF). Information Bulletin on Variable Stars. 3058: 1. Bibcode:1987IBVS.3058....1K. 3 Aralık 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF)29 Aralık 2024.
  13. ↑ Ballereau, D.; ve diğerleri. (Mayıs 1987), "Hα echelle spectroscopy of Be stars: an atlas.", Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, 15 (1), ss. 29-52, Bibcode:1987RMxAA..15...29B.