OGLE-TR-122
OGLE-TR-122 är en dubbelstjärna i norra delen av stjärnbilden Kölen och har även variabelbeteckningen V817 Carinae. Den har en kombinerad skenbar magnitud av ca 15,61[1] och kräver ett kraftfullt teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 0,55 mas,[3] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 7 000 ljusår (ca 2 150 parsek) från solen.[4]
| OGLE-TR-122 | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Kölen |
| Rektascension | 11t 06m 51,99 s[1] |
| Deklination | -60° 51′ 45,7 ″[1] |
| Skenbar magnitud () | +15,61[1] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | ? / M (b)[2] |
| Variabeltyp | Planetpassage-variabel |
| Astrometri | |
| Egenrörelse (µ) | RA: -5,322 ± 0,047[3] mas/år Dek.: +0,873 ± 0,039[3] mas/år |
| Parallax () | 0,5456 ± 0,0405[3] |
| Avstånd | ca 7 000[4] lå (ca 2 150[4] pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 0,98 ± 0,14[2] M☉ |
| Radie | 1,05 +0,20−0,09[2] R☉ |
| Temperatur | 5 700 ± 300[2] K |
| Metallicitet | +0,15 ± 0,36[2] |
| Vinkelhastighet | 5,7 ± 0,6[2] km/s |
| Andra beteckningar | |
| OGLE GD-ECL-7085, V817 Carinae, Gaia DR3 5337312741608921344, OGLE-TR 122, Gaia DR2 5337312741608921344[3] | |
Egenskaper
Primärstjärnan OGLE-TR-122 A tros vara en solliknande en gul till vit stjärna i huvudserien av okänd spektralklass ?[2] och klassificeras som planetpassage-variabel.[2] Följeslagarens observerade transitering ger det första direkta beviset för en stjärna med en radie som är jämförbar med Jupiters.[2] Den har en massa som är ca 0,98[2] solmassor, en radie som är ca 1,0[2] solradier och en effektiv temperatur av ca 5 700 K.[4]
Följeslagaren OGLE-TR-122 B är en röd dvärgstjärna i huvudserien av spektralklass M (b).[2] Den har en massa som är ca 0,092[2] solmassa och en radie som är ca 0,12[2] solradie. Detta gör dess genomsnittliga täthet ungefär 50 gånger solens[2][5] eller över 80 gånger densiteten av vatten. Den cirkulerar kring primärstjärnan med en omloppsperiod av ca 7,3 dygn och en excentricitet på 0,21.[2] Dess massa är nära den lägsta möjliga massan för att upprätthålla kärnfusion av väte i en stjärna, beräknad till cirka 0,07 eller 0,08 solmassor.[6]
Se även
Referenser
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, OGLE-TR-122, 7 april 2021.