Stern
HD 283750 |
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| {{{Kartentext}}} |
| AladinLite |
Beobachtungsdaten
Äquinoktium: J2000.0,Epoche: J2000.0 |
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| Sternbild | Stier |
| Rektaszension | 04h 36m 48,243s[1] |
| Deklination | +27° 07′ 55,90″[1] |
| Winkelausdehnung | {{{Winkel}}} mas |
| BekannteExoplaneten | {{{Planeten}}} |
| Helligkeiten |
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| Scheinbare Helligkeit | 8,1 mag[1] |
| Helligkeit (U-Band) | {{{magU}}} mag |
| Helligkeit (B-Band) | {{{magB}}} mag |
| Helligkeit (V-Band) | {{{magV}}} mag |
| Helligkeit (R-Band) | {{{magR}}} mag |
| Helligkeit (I-Band) | {{{magI}}} mag |
| Helligkeit (J-Band) | {{{magJ}}} mag |
| Helligkeit (H-Band) | {{{magH}}} mag |
| Helligkeit (K-Band) | mag |
| G-Band-Magnitude | mag |
| Spektrum und Indices |
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| Veränderlicher Sterntyp | BY-Draconis-Veränderlicher |
| B−V-Farbindex | |
| U−B-Farbindex | |
| R−I-Index | |
| Spektralklasse | K2[1] |
| Astrometrie |
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| Radialgeschwindigkeit | (35,2 ± 2,5) km/s[2] |
| Parallaxe | (55,66 ± 1,43) mas[3] |
| Entfernung | (58,6 ± 1,5) Lj
(18,0 ± 0,5) pc[3] |
| VisuelleAbsolute Helligkeit Mvis | +6,8 mag[Anm 1] |
| BolometrischeAbsolute Helligkeit Mbol | {{{Absolut-bol}}} mag[Anm 1] |
| Eigenbewegung[3] |
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| Rek.-Anteil: | (+233,65 ± 1,63) mas/a |
| Dekl.-Anteil: | (−146,61 ± 1,19) mas/a |
| Physikalische Eigenschaften |
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| Masse | M☉ |
| Radius | ca. 0,6 R☉ |
| Leuchtkraft | L☉ |
| Effektive Temperatur | 4900 K |
| Metallizität [Fe/H] | |
| Rotationsdauer | |
| Alter | a |
| Andere Bezeichnungen undKatalogeinträge |
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| Anmerkung |
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- ↑Aus scheinbarer Helligkeit und Entfernung abgeschätzt.
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HD 283750 ist ein knapp 60Lichtjahre von der Erde entfernter später Hauptreihenstern im SternbildStier. HD 283750 ist alsBY-Draconis-Veränderlicher klassifiziert und trägt die Veränderlichen-BezeichnungV833 Tauri. Er bildet zusammen mit demWeißen ZwergWD 0433+27 ein Eigenbewegungspaar und ist möglicherweise ein Mitglied derHyaden oder desHyaden-Stroms.
HD 283750 weist eine Konzentration von Schwermetallen auf, die mit der derSonne vergleichbar ist[4], ist jedoch mit einem Alter von etwa einer Milliarde Jahren deutlich jünger als diese.[5]
Der Stern ist mit einerscheinbaren Helligkeit von 8,1 mag mit dem bloßen Auge auch unter optimalen Beobachtungsbedingungen nicht mehr zu sehen.
Im Jahre 1996 entdecktenMichel Mayor et al. einen spektroskopischen Begleiter mit einer Mindestmasse von 50 Jupitermassen, der diesen Stern mit einer Periode von 1,8 Tagen umkreist. Bei diesem Objekt handelt es sich vermutlich um einen Stern geringer Masse, es könnte sich jedoch auch um einenBraunen Zwerg handeln.
- ↑abcHipparcos-Katalog (ESA 1997)
- ↑Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars
- ↑abcHipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007)
- ↑S. A. Naftilan & K. Fairchild (1993):ABUNDANCE ANALYSIS OF THE BY DRA VARIABLE, HOT FLARE STAR V833 TAURI. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Volume 105, Number 688.doi:10.1086/133194
- ↑S. Catalán1, I. Ribas, J. Isern & E. García-Berro (2007):WD0433+270: an old Hyades stream member or an Fe-core white dwarf? Based on observations obtained at: Calar Alto Observatory, Almería, Spain and McDonald Observatory, Texas, USA. Astronomy & Astrophysics, Volume 477, Number 3, January III 2008doi:10.1051/0004-6361:20078230
