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てんびん座ラムダ星

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』
（てんびん座45番星から転送）
てんびん座λ星
λ Librae
星座 てんびん座
見かけの等級 (mv) 5.03[1]
変光星型 ELL[2]
位置
元期:J2000.0
赤経 (RA, α)  15h 53m 20.0538968232s[3]
赤緯 (Dec, δ) −20° 10′ 01.471003716″[3]
視線速度 (Rv) -2.0 ± 0.5 km/s[3]
固有運動 (μ) 赤経: -12.977 ミリ秒/年[3]
赤緯: -17.736 ミリ秒/年[3]
年周視差 (π) 7.3884 ± 0.2897ミリ秒[3]
（誤差3.9%）
距離 440 ± 20 光年[注 1]
（135 ± 5 パーセク[注 1]）
絶対等級 (MV) -0.6[注 2]
てんびん座λ星の位置（赤丸）
物理的性質
半径 2.4 R☉[4]
質量 4.37 M☉[4]
表面重力 (log g) 4.26 cgs[4]
自転速度 140 km/s[5]
スペクトル分類 B3 V[6]
光度 417+158
−115 L☉[7]
有効温度 (Teff) 17,000 K[4]
色指数 (B-V) -0.01[1]
色指数 (U-B) -0.56[1]
色指数 (R-I) -0.05[1]
金属量[Fe/H] -0.27[6]
年齢 1.1 ×107 年[4]
軌道要素と性質
軌道長半径 (a) ≥ 7.56 ± 0.33 R☉[5]
離心率 (e) 0.40 ± 0.03[5]
軌道周期 12.4619 ± 0.0005 日[5]
他のカタログでの名称
てんびん座45番星, BD-19 4249, FK5 1415, HD 142096, HIP 77811, HR 5902, SAO 183895[3]
■Template （■ノート ■解説） ■Project

てんびん座λ星（てんびんざラムダせい、λ Librae、λ Lib）は、てんびん座にある恒星である。見かけの等級は5.03と、肉眼でみることができる明るさである[1]。年周視差を基に計算すると、太陽からおよそ440光年の距離にある[3][注 1]。視線速度の変化から、分光連星であることがわかっており、更に変光星、ヘリウムの欠乏した特異星としての特徴も備えている[8][9][7]。

星系

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てんびん座λ星は、視線速度が変化していることがリック天文台のムーア（英語版）によって指摘された[10][11]。その後、マクドナルド天文台などの観測から、視線速度曲線が得られ、その変動周期が求まり、分光連星であることが確かめられた[11]。更に、1980年代にはセロ・トロロ汎米天文台やキットピーク国立天文台などの観測により、軌道要素が求められるようになった[12]。てんびん座λ星の連星軌道は、公転周期が12.46日で、離心率は0.4とそれなりに大きい偏った軌道をとっている[5]。

リック天文台のキャンベルらが1921年に行った観測から、てんびん座λ星のスペクトルに主星と伴星2本の吸収線がみえるという報告があったが、これはその後裏付けがとれていない[12][13]。しかし、月によるてんびん座λ星の掩蔽を利用して、主星と伴星の切り分けが試みられており、誤差は大きいながら離角は0.2ミリ秒角、明るさの差は2等級と見積もられている[12][8]。

また、ヒッパルコス衛星による固有運動の観測から、てんびん座λ星の固有運動は線形ではなく、位置天文学的連星である可能性がある[14]。この固有運動に影響を与える成分は、分光連星を構成する2星とは別で、そのためてんびん座λ星は、みえていないもう1つの恒星を含む三重連星かもしれない、と指摘されている[15]。

性質

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てんびん座λ星は、B型主系列星で、スペクトル型はB3 Vと分類される[6]。ただし、てんびん座λ星のスペクトルは、ヘリウムの吸収線がとても弱いので、化学特異星の弱ヘリウム星（英語版）とされ、そのことを表すスペクトル型のB3 He wkとも分類される[7][8]。また、てんびん座λ星では赤外超過が検出されており、周囲に残骸円盤（英語版）を持つベガ型星の候補ともされている[6]。

ローウェル天文台での測光観測から、てんびん座λ星は変光星であることも明らかになった[13]。その光度曲線の周期が、分光連星の軌道周期の半分とよく合ったことから、楕円体状変光星であろうと推定された[13][9]。ただし、当初は光度曲線の振幅の大きさから、楕円体状変光星とすればその変光周期は0.536日とされ、軌道周期がその2倍であるならば、分光観測による軌道周期とは大きな隔たりがあった[13][9]。その後、STEREO衛星の観測からは変光周期3.314日、コリオリ（英語版）衛星の観測からは変光周期6.641日と、徐々に修正されている[7][16]。

てんびん座λ星は、さそり座-ケンタウルス座アソシエーションの一員であるといわれるが、確かなところはわかっていない[8][1]。

脚注

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注釈

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  1. ^ a b c パーセクは1 ÷ 年周視差（秒）より計算、光年は1÷年周視差（秒）×3.2615638より計算
  2. ^ 視等級 + 5 + 5×log（年周視差（秒））より計算。小数第1位まで表記

出典

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  1. ^ a b c d e f Hoffleit, D.; Warren, W. H., Jr. (1995-11), “Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed.”, VizieR On-line Data Catalog: V/50, Bibcode: 1995yCat.5050....0H 
  2. ^ Samus, N. N.; et al. (2009-01), “General Catalogue of Variable Stars”, VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs, Bibcode: 2009yCat....102025S 
  3. ^ a b c d e f g h “lam Lib -- Spectroscopic Binary”. SIMBAD. CDS. 2024年2月9日閲覧。
  4. ^ a b c d e Glagolevskij, Yu. V. (2019-01), “On Properties of Main Sequence Magnetic Stars”, Astrophysical Bulletin 74 (1): 66-79, Bibcode: 2019AstBu..74...66G, doi:10.1134/S1990341319010073 
  5. ^ a b c d e Leone, F.; Catanzaro, G. (1999-03), “Orbital elements of binary systems with a chemically peculiar star”, Astronomy & Astrophysics 343: 273-280, Bibcode: 1999A&A...343..273L 
  6. ^ a b c d Saffe, C.; et al. (2008-10), “Spectroscopic metallicities of Vega-like stars”, Astronomy & Astrophysics 490 (1): 297-305, Bibcode: 2008A&A...490..297S, doi:10.1051/0004-6361:200810260 
  7. ^ a b c d Wraight, K. T.; et al. (2012-02), “A photometric study of chemically peculiar stars with the STEREO satellites - I. Magnetic chemically peculiar stars”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 420 (1): 757-772, Bibcode: 2012MNRAS.420..757W, doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20090.x 
  8. ^ a b c d Renson, P.; Manfroid, J. (2009-05), “Catalogue of Ap, HgMn and Am stars”, Astronomy & Astrophysics 498 (3): 961-966, Bibcode: 2009A&A...498..961R, doi:10.1051/0004-6361/200810788 
  9. ^ a b c Hoffleit, Dorrit (1996), “A Catalogue of Correlations Between Eclipsing Binaries and Other Categories of Double Stars”, Journal of the American Association of Variable Star Observers 24 (2): 105-116, Bibcode: 1996JAVSO..24..105H 
  10. ^ Moore, J. H. (1924-06), “Seven Stars Whose Radial Velocities are Variable”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 36 (211): 145-146, Bibcode: 1924PASP...36..145M, doi:10.1086/123403 
  11. ^ a b van Hoof, A.; Bertiau, F. C.; Deurinck, R. (1963-04), “Radial Velocities of Twenty-Nine Stars in the Scorpio-Centaurus Region”, Astrophysical Journal 137: 824-833, Bibcode: 1963ApJ...137..824V, doi:10.1086/147558 
  12. ^ a b c Levato, Hugo; et al. (1987-06), “Stellar Multiplicity in the Scorpius-Centaurus Association”, Astrophysical Journal Supplement Series 64: 487-503, Bibcode: 1987ApJS...64..487L, doi:10.1086/191204 
  13. ^ a b c d Jerzykiewicz, M. (1993-01), “Three known and twenty-two new variable stars of early spectral type”, Astronomy & Astrophysics Supplement Series 97: 421-434, Bibcode: 1993A&AS...97..421J 
  14. ^ Makarov, V. V.; Kaplan, G. H. (2005-05), “Statistical Constraints for Astrometric Binaries with Nonlinear Motion”, Astronomical Journal 129 (5): 2420-2427, Bibcode: 2005AJ....129.2420M, doi:10.1086/429590 
  15. ^ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (2008-09), “A catalogue of multiplicity among bright stellar systems”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 389 (3): 869-879, Bibcode: 2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x 
  16. ^ Paunzen, E.; et al. (2021-07), “Magnetic chemically peculiar stars investigated by the Solar Mass Ejection Imager”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 504 (3): 3758-3772, arXiv:2105.02206, Bibcode: 2021MNRAS.504.3758P, doi:10.1093/mnras/stab1100 

関連項目

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外部リンク

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座標: 星図 15h 53m 20.0538968232s, −20° 10′ 01.471003716″

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