Sağ yükseliş | 00 saat 07 m 18,2617 s |
---|---|
Sapma | −17 ° 23 ′ 13.242 ″ |
takımyıldız | Balina |
Görünen büyüklük | 6.20 |
Takımyıldızdaki konum: Balina | |
Spektral tip | A3Vn sh |
---|---|
BV endeksi | 0.133 ± 0.005 |
Radyal hız | −10,2 ± 0,9 km / sn |
---|---|
Temiz hareket |
u a = -7,217 mas / bir u ö = 21,155 mas / a |
Paralaks | 6,888 2 ± 0.118 4 mas |
Mesafe | 145.175 8 ± 2.495 4 adet (∼474 al ) |
Mutlak büyüklük | 0.01 |
kitle | 1.94 ± 0.15 / 1.62 ± 0.13 M ☉ |
---|---|
Yüzey yerçekimi (log g) | 3.8 ± 0.1 / 4.2 ± 0.1 |
Parlaklık | 57.3 ± 2.0 / 13.7 ± 0.5 L ☉ |
Sıcaklık | 9.000 ± 100 / 8.250 ± 100 K |
Rotasyon | 294 ± 9/200 ± 20 km / sn |
Yaş | (530 ± 50) × 10 6 bir |
Yarı büyük eksen (a) | 3.08 AU |
---|---|
Eksantriklik (e) | 0.23 |
Dönem (P) | 747,6 d |
Eğme (i) | 93,34 ° |
Periapsis argümanı (ω) | ° |
Yükselen düğümün boylamı (Ω) | ° |
Epoch, bir periapsis (τ) | bir kelime değil |
Diğer gösterimler
HR 10 , HD 256 , HIP 602, BD -18 6428, SAO 147090, Gaia DR2 2414558084699665920
HR 10 olarak da anılan HD 256 , bir olan ikili yıldız içinde ekvator takımyıldızı içinde Balina . Görünür büyüklüğü 6,20 ile çıplak gözle neredeyse hiç görülmez . Gaia uydusu tarafından paralaksının ölçümüne göre , sistem yaklaşık -474 al (-145 adet ) uzaktadır . Güneş sistemine −10 km / s'lik bir güneş merkezli radyal hızda yaklaşıyor .
HR 10 başlangıçta tek bir yıldız olarak kabul edildi. 1982'de, onun bir kabuk yıldızı ( İngilizce'de kabuk yıldızı ) olduğunu keşfetti . Daha sonra yıldız çevresi soğurma çizgilerinin değişken olduğu ve Beta Pictoris'i çevreleyen taraftan görülen enkaz diskine benzerlik gösterdiği bulundu . Bir A2 IV / V spektral tip yıldız olarak sınıflandırılması , ana dizideki ömrünün sonuna ulaşan A tipi bir yıldıza karşılık geldi ve alt devrine giren bir yıldızın özelliklerini gösteriyor .
Ancak Montesinos ve arkadaşlarının 2019'da yayınlanan çalışması, HR 10'un aslında bir ikili yıldız olduğunu buldu . Bunu yapmak için, araştırmacılar , VLTI'nin PIONIER cihazını ve ayrıca sistemin radyal hızını ölçen otuz iki yılını kullandılar . HR 10'un spektral çizgilerinin değişken bileşeninin dış kuyruklu yıldızların varlığıyla açıklanmadığı , daha ziyade ikililiğinden kaynaklandığı sonucuna varmışlardır. Her yıldız, her birinin kendi yıldız çevresi zarfı olan bir zarf yıldızıdır. Çift , yaklaşık 0.23'lük bir eksantriklikte ve 3.08 AU'luk bir yarı ana eksende 2.05 yıllık bir periyotla yörüngede . Sistemin ayarlanmış bir sınıflandırma ile bu bir ait hızla dönen beyaz ana dizi yıldızı tayf türü A3 V n sh .