쌍둥이자리 람다

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쌍둥이자리 람다
명칭
다른 이름 λ Gem, 54 Geminorum, NSV 3512, BD+16 1443, FK5 277, HD 56537, HIP 35350, HR 2763, SAO 96746, WDS J07181+1632A[1]
관측 정보
(역기점 J2000.0)
별자리 쌍둥이자리
적경(α) 07h 18m 05.58012s[2]
적위(δ) +16° 32′ 25.3964″[2]
겉보기등급(m) 3.571[3]
절대등급(M) +1.13[4]
위치천문학
연주시차 32.33 ± 0.2 밀리초각[5]
성질
광도 27.3901±0.3416 L☉[6]
나이 0.8 Gyr[6]
0.5[7]
분광형 A3V[6]
추가 사항
질량 2.098 M☉[6]
표면온도 7,932±62 K[6]
중원소 함량 (Fe/H) −0.04±0.04[8]
표면 중력 (log g) 2.8±0.05
자전 속도 2.7773±0.0469[6]
항성 목록

겉보기등급순 · 절대등급순
거리순 · 질량순 · 반지름순

쌍둥이자리 람다는 쌍둥이자리의 다중 항성계 후보이다. 겉보기등급은 3.57등급으로 밤에 육안으로 볼 수 있다. 태양으로부터 101광년 떨어져있다. 연주 시차를 기반으로 한 광년, 그리고 -7.4의 반경 방향 속도로 더 가깝게 표류하고 있다. 그것은 조석꼬리로 의심되는 것의 일원이다.

이 시스템의 구성 요소 A와 B는 와이드 바이너리를 형성한다. 2차 구성요소 B는 2009년 기준으로 35.72°의 위치각을 따라 1차에서 9.29도 떨어져 있는 겉보기등급 10.7의 동반성이다. 이 동반자는 14.1±0.7 의 간격으로 달 엄폐 중에 확인되었다.

주성인 A는 보통 A3V의 항성분류가 할당되어 있다. 이는 이것이 코어 수소 융합에서 에너지를 생성하는 A형의 주계열성임을 보여준다. 그러나 1970년에 D.C. 배리는 그것을 A4IV로 분류하였는데, 이것이 거성으로 진화하고 있는 준거성일 가능성을 시사하고 있다. 가변성이 의심된다고 문서화되었으나 현재는 일정한 것으로 확인되고 있다.

이 별의 나이는 10억 년 미만이며 회전 속도가 빠르며 예상 회전 속도는 154도이다. 이 별은 태양보다 뜨겁고 크며, 태양 반지름의 2.8배이다. 태양 광도의 27배를 발산하고 있으며, 표면 온도는 7932K이다.

기본 천체는 K-대역 에서 상당한 적외선 과잉 을 보여주는데, 이는 주위를 도는 먼지 원반을 나타낸다. 데이터에 맞는 모델은 0.08 사이의 내부 반지름을 보여준다.

참고 문헌[편집]

  1. ↑ “* lam Gem”. 《SIMBAD》. Centre de données astronomiques de Strasbourg. 2006년 12월 9일에 확인함. 
  2. ↑ 가 나 Brown, A. G. A.; 외. (Gaia collaboration) (August 2018). “Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties”. 《Astronomy & Astrophysics》 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051.  이 출처의 Gaia DR2 기록 - VizieR.
  3. ↑ Gutierrez-Moreno, Adelina; 외. (1966), “A System of photometric standards”, 《Publications of the Department of Astronomy University of Chile》 (Publicaciones Universidad de Chile, Department de Astronomy) 1: 1–17, Bibcode:1966PDAUC...1....1G. 
  4. ↑ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), “XHIP: An extended hipparcos compilation”, 《Astronomy Letters》 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015, S2CID 119257644. 
  5. ↑ van Leeuwen, F. (November 2007), “Validation of the new Hipparcos reduction”, 《Astronomy and Astrophysics》 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357, S2CID 18759600. 
  6. ↑ 가 나 다 라 마 바 Boyajian, Tabetha S.; 외. (July 2013), “Stellar Diameters and Temperatures. III. Main-sequence A, F, G, and K Stars: Additional High-precision Measurements and Empirical Relations”, 《The Astrophysical Journal》 771 (1): 40, arXiv:1306.2974, Bibcode:2013ApJ...771...40B, doi:10.1088/0004-637X/771/1/40, S2CID 14911430. 
  7. ↑ Kirchschlager, Florian; 외. (May 2017), “Constraints on the structure of hot exozodiacal dust belts”, 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 467 (2): 1614–1626, arXiv:1701.07271, Bibcode:2017MNRAS.467.1614K, doi:10.1093/mnras/stx202. 
  8. ↑ Cheng, Kwang-Ping; 외. (April 2016), “Utilizing Synthetic UV Spectra to Explore the Physical Basis for the Classification of Lambda Boötis Stars”, 《The Astronomical Journal》 151 (4): 17, Bibcode:2016AJ....151..105C, doi:10.3847/0004-6256/151/4/105, 105. 
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