ペガスス座イオタ星
| ペガスス座ι星 ι Pegasi | ||
|---|---|---|
| 星座 | ペガスス座 | |
| 見かけの等級 (mv) | 3.77 / 6.45[1] | |
| 位置 元期:J2000.0 | ||
| 赤経 (RA, α) | 22h 07m 00.6620572743s[2] | |
| 赤緯 (Dec, δ) | +25° 20′ 42.376138495″[2] | |
| 視線速度 (Rv) | -4.65 km/s[3] | |
| 固有運動 (μ) | 赤経: 298.420 ± 0.893 ミリ秒/年[2] 赤緯: 26.161 ± 0.739 ミリ秒/年[2] | |
| 年周視差 (π) | 84.7637 ± 0.3596ミリ秒[2] （誤差0.4%） | |
| 距離 | 38.5 ± 0.2 光年[注 1] （11.8 ± 0.05 パーセク[注 1]） | |
| 絶対等級 (MV) | 3.56 / 6.24[1] | |
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ペガスス座ι星の位置（丸印）
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| 軌道要素と性質 | ||
| 軌道長半径 (a) | 0.11914 AU[3] | |
| 離心率 (e) | 0.001764[3] | |
| 公転周期 (P) | 10.21303 日[3] | |
| 軌道傾斜角 (i) | 95.83°[3] | |
| 近点引数 (ω) | 272.8°[3] | |
| 物理的性質 | ||
| 半径 | 1.320 / 0.7499 M☉[1] | |
| 質量 | 1.3241 / 0.8251 R☉[4] | |
| 表面重力 | 23 / 38 G[1][注 2] | |
| 自転速度 | 7.6 / 7.2 km/s[4] | |
| スペクトル分類 | F5 V + G8 V[5] | |
| 光度 | 3.041 / 0.3148 L☉[1] | |
| 表面温度 | 6,642 / 4,991 K[1] | |
| 金属量[Fe/H] | 0.0 ± 0.1[1] | |
| 年齢 | 4 - 663 ×106 年[3] | |
| 他のカタログでの名称 | ||
| ペガスス座24番星, BD+24 4533, FK5 831, HD 210027, HIP 109176, HR 8430, SAO 90238[2] | ||
| ■Template （■ノート ■解説） ■Project | ||
ペガスス座ι星（ペガススざイオタせい、ι Pegasi、ι Peg）は、ペガスス座の連星である。地球からは、およそ約38.5光年離れた位置にある[2]。
特徴
[編集]ペガスス座ι星は、視覚的には分離できないが、スペクトルを観測すると線が二重になっていることで、恒星が2つあることがわかる分光連星である[3]。連星であることは、1899年にキャンベルが発見した[6]。発見当時の観測装置の性能では、スペクトル線は単一成分にしかみえなかったが、視線速度の時間変化を調べることで、公転運動の存在が明らかになり、1904年にはカーティスが初めて軌道要素を推定した[7]。
主星のペガスス座ι星Aは、黄白色の主系列星で、太陽よりやや明るい[1]。主星と、伴星のペガスス座ι星Bとは、約10.2日周期で共通重心の周りを公転している[3]。金属量は、太陽とほぼ同じと考えられているが、リチウムは主星も伴星もかなり過剰で、これは星系がかなり若いことを示唆しており、年齢は数千万年から数億年とみられる[5][3]。
主星は、40億年くらい後には、進化して主系列星から巨星へ移行するだろうと考えられる。そうなると、主星はロシュ・ローブからあふれ、伴星へと物質が流れ込むようになる。これによって、主星と伴星の質量がいずれ逆転し、伴星の進化が加速して、80億年くらい先には、白色矮星同士の連星系になるものと考えられる[8]。
名称
[編集]中国では、ペガスス座ι星は、臼という星官を、はくちょう座μ1星、ペガスス座κ星、ペガスス座32番星と共に形成する。ペガスス座ι星自身は、臼三つまり臼の3番星と呼ばれる[9]。
脚注
[編集]注釈
[編集]![{\displaystyle \log g[{\mbox{cgs}}]=4.35}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/610e279f3aad723b661dbf77e06a596d11406f3a)
出典
[編集]- ^ a b c d e f g h Morel, P.; et al. (2000-02), “Calibration of ι Pegasi system”, Astronomy & Astrophysics 354: 636-644, Bibcode: 2000A&A...354..636M
- ^ a b c d e f g “iot Peg -- Spectroscopic binary”. SIMBAD. CDS. 2018年8月12日閲覧。
- ^ a b c d e f g h i j Konacki; Maciej; et al. (2010-08), “High-precision Orbital and Physical Parameters of Double-lined Spectroscopic Binary Stars—HD78418, HD123999, HD160922, HD200077, and HD210027”, Astrophysical Journal 719 (2): 1293-1314, arXiv:0910.4482, Bibcode: 2010ApJ...719.1293K, doi:10.1088/0004-637X/719/2/1293
- ^ a b Behr, Bradford B.; et al. (2011-07), “Stellar Astrophysics with a Dispersed Fourier Transform Spectrograph. II. Orbits of Double-lined Spectroscopic Binaries”, Astronomical Journal 142 (1): 6, Bibcode: 2011AJ....142....6B, doi:10.1088/0004-6256/142/1/6
- ^ a b Fekel, F. C.; Tomkin, J. (1983-12), “The double-lined spectroscopic binary ι Pegasi”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 95: 1000-1005, Bibcode: 1983PASP...95.1000F, doi:10.1086/131281
- ^ Campbell, W. W., “The variable velocity of ι Pegasi in the line of sight”, Astrophysical Journal 9: 310, Bibcode: 1899ApJ.....9..310C, doi:10.1086/140596
- ^ Curtis, H. D. (1904-04), “Definitive orbit of the spectroscopic binary ι Pegasi”, Astrophysical Journal 19: 212-219, Bibcode: 1904ApJ....19..212C, doi:10.1086/141103
- ^ Fuhrmann, Klaus (2008-02), “Nearby stars of the Galactic disc and halo - IV”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 384 (1): 173-224, Bibcode: 2008MNRAS.384..173F, doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12671.x
- ^ “中國古代的星象系統 (67)： 危宿天區”. AEEA 天文教育資訊網. NMNS 國立自然科學博物館 (2006年7月6日). 2018年8月13日閲覧。
関連項目
[編集]外部リンク
[編集]- IOTA PEG (Iota Pegasi) by Jim Kaler
- Iota Pegasi 2 - SolStation
