Iota Virginis - Iota Virginis
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| Dati di osservazione Epoca J2000 Equinox J2000 |
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|---|---|
| Costellazione | Vergine |
| Ascensione retta | 14 ore 16 m 00.86951 s |
| Declinazione | -06° 00' 01.9633" |
| Magnitudine apparente (V) | 4.08 |
| Caratteristiche | |
| tipo spettrale | F7IV-V |
| Indice di colore U−B | +0.02 |
| Indice di colore B−V | +0,52 |
| Astrometria | |
| Velocità radiale (R v ) | 12,51 ± 0,18 km/s |
| Moto proprio (μ) | AR: -26,31 mas / anno Dic.: -419,38 mas / anno |
| Parallasse (π) | 44.97 ± 0.19 mas |
| Distanza | 72,5 ± 0,3 l (22,24 ± 0,09 pezzi ) |
| Magnitudine assoluta (M V ) | 2.4 |
| Orbita | |
| Periodo (P) | 55 anni |
| Semiasse maggiore (a) | 0,830 ± 0,020″ |
| Eccentricità (e) | 0,1 ± 0,2 |
| Inclinazione (i) | 60 ± 9° |
| Longitudine del nodo (Ω) | 3 ± 20° |
| Periastro epoca (T) | 1950,7 ± 2,7 |
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Argomento del periastron (ω) (secondario) |
336 ± 27° |
| Particolari | |
| Vir A | |
| Messa | 1,5 ± 0,05 M ☉ |
| Raggio | 2.5 R ☉ |
| Luminosità | 8.7 L ☉ |
| Gravità superficiale (log g ) | 3,94 cg |
| Temperatura | 6282 K |
| Metallicità [Fe/H] | -0,11 dex |
| Velocità di rotazione ( v sin i ) | 16 km/s |
| Vir B | |
| Messa | 0,6 ± 0,2 M ☉ |
| Altre designazioni | |
| Riferimenti al database | |
| SIMBAD | dati |
Iota Virginis ( ι Virginis , abbreviato Iota Vir , ι Vir ) è una stella binaria nella costellazione della Vergine . La sua magnitudine apparente è 4,08. Sulla base della sua parallasse , si presume che sia relativamente vicino, a 72,5 anni luce (22,2 parsec ).
I suoi due componenti sono designati Iota Virginis A (ufficialmente chiamato Syrma / s ɜːr m ə / , il nome tradizionale per il sistema) e B.
Nomenclatura
Virginis ( latinizzato in Iota Virginis ) è la designazione Bayer del sistema . Le designazioni dei due componenti come Iota Virginis A e B derivano dalla convenzione utilizzata dal Washington Multiplicity Catalog (WMC) per i sistemi a più stelle e adottata dall'International Astronomical Union (IAU).
Portava il nome tradizionale Syrma , derivato dall'arabo سرما (تطريز sirmā "treno (di un indumento)". Nel 2016, l' Unione Astronomica Internazionale ha organizzato un gruppo di lavoro sui nomi delle stelle (WGSN) per catalogare e standardizzare i nomi propri delle stelle. il WGSN ha approvato il nome Syrma per Iota Virginis il 12 settembre 2016 ed è ora così incluso nella lista dei nomi IAU-approvati stella. per tali nomi dei membri del più sistemi stellari , e dove una lettera componente (ad esempio da Washington Doppia Star Catalog ) non è esplicitamente elencato, il WGSN afferma che il nome dovrebbe essere inteso come attribuito al componente più luminoso per luminosità visiva.
In Cina,亢宿( Kàng Xiù ), che significa Collo , si riferisce ad un asterismo costituito da questa stella, Kappa Virginis , Phi Virginis e Lambda Virginis . Di conseguenza, Iota Virginis stessa è conosciuta come亢宿二( Kàngxiùèr , inglese: la seconda stella del collo ).
Proprietà
Iota Virginis è una binaria astrometrica . Il secondario perturba regolarmente il primario, facendo oscillare quest'ultimo attorno al suo baricentro . È stata calcolata un'orbita preliminare con un periodo di 55 anni.
Iota Virginis A è una stella di colore giallo con una classe spettrale di F7IV-V. Questa stella ha 1,5 volte la massa del Sole , con una velocità di rotazione prevista di 16 km s −1 . Emette 8,7 volte la luminosità del Sole dalla sua atmosfera esterna ad una temperatura effettiva di 6.282 K. Il raggio è circa 2,5 volte quello del Sole .
Iota Virginis B non è stata rilevata direttamente, ma in base alla sua massa (0,6 M ☉ ) potrebbe essere una stella della sequenza principale o una nana bianca . Quella stella è anche responsabile della velocità radiale alla deriva del primario.
Nel 2011, è stato notato che la debole stella della sequenza principale di tipo K HD 125354 aveva un movimento proprio simile nello spazio ed era probabilmente fisicamente associata. Un altro documento del 2015 ha supportato questa ipotesi. La stella, che si trova a 1,2 ly (0,37 pc) di distanza da Iota Virginis, ha anche una distanza simile dal Sole, entro il margine di errore. Di per sé è una binaria stretta con un'altra stella separata di 0,33 "dalla stella principale.
Riferimenti