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| 観測データ エポックJ2000.0 春分J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | クジラ |
| 赤経 | 02時間32分09.42241秒[1] |
| 偏角 | −01° 02′ 05.6166″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | +5.36 [2] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | K1III [3] |
| B−V色指数 | +1.004 ± 0.002 [2] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −6.34 ± 0.13 [1] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: −23.268 mas /年[1] 12 月: −30.987 mas /年[1] |
| 視差（π） | 12.1717 ± 0.0962 マス[1] |
| 距離 | 268 ± 2 光年 (82.2 ± 0.6 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 0.808 [4] |
| 詳細 | |
| 質量 | 1.85 ± 0.05 [5] メートル☉ |
| 半径 | 10.38+0.15 −0.26 [ 6 ] R☉ |
| 明るさ | 56.1 ± 0.6 [ 7 ] L☉ |
| 表面重力（log g） | 2.67 ± 0.04 [5] cgs |
| 温度 | 4,846+163 −128[7] か |
| 金属度[Fe/H] | 0.00 ± 0.06 [5] デックス |
| 年 | 1.41 ± 0.01 [5] ギガ |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
| 太陽系外惑星アーカイブ | データ |
75 Ceti は、少なくとも 2 つの惑星を持つ、くじら座の赤道星座にある単独の恒星[9]です。 [6]肉眼では、見かけの等級が +5.36 の、薄暗いオレンジ色の恒星として見ることができます。[2]この恒星は、視差に基づくと太陽から268光年(82パーセク) 離れていますが、視線速度-6 km/sで近づいています。[1]
中国語では、天囷( Tiān Qōn )は、円形の天の穀倉を意味し、くじらα、くじらκ 1、くじらλ、くじらμ、くじらξ 1、くじらξ 2、くじらν、くじらγ、くじらδ からなる星図を指します。 、くじら座 75 個、くじら座 70 個、くじら座63番とくじら66番。したがって、くじら座 75 番星自体は、円形天穀倉の 10 番目の星として知られています。[10]
これはK1 III [3]に分類される老齢巨星で、中心核の水素を使い果たし、太陽の半径の10.6 [7]倍、つまり0.05 AUにまで膨張している。赤色巨星[5]であり、水平枝上にあり、中心核でヘリウムの核融合によってエネルギーを生成していることを示している。この星の年齢は14 [5] 億年で、質量は太陽の1.9 [5]倍である。膨張した光球から、有効温度4,846 Kで太陽の56 [7]倍の明るさを放射している。[7]
惑星系
岡山天体物理観測所のドップラー測定によって伴惑星が発見され、2012年に発表された。この惑星の発見者は、75 Ceti bと名付けられたこの惑星を「典型的な」ガス惑星であると考えている。[11]なお、bは（記録されている多くの惑星と同様に）木星や地球よりもはるかに多くの日射量を取り込むことに留意されたい。 [12]
データには、約0.4 M Jと1 M Jのm sin iに対応する追加の周期因子が、約 0.9 AU と約 4 AU の距離にある可能性があります。ここで、iは軌道傾斜角、m は惑星の実際の質量です。[11] 2023 年には、4 AU (75 Ceti c) を周回する木星質量の 2 番目の惑星の存在が確認されました。この惑星も地球よりも放射線量が高いです。0.9 AU の可能性のある惑星に対応するより短い周期の信号は、惑星 c の実際の周期の別名であることがわかりました。[6]
参考文献
- ^ abcdef Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). 「Gaia Data Release 3. コンテンツと調査プロパティの概要」.天文学と天体物理学. 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875.VizieR のこのソースの Gaia DR3 レコード。
- ^ abc Anderson, E.; Francis, Ch. (2012). 「XHIP: 拡張されたヒッパルコスのコンパイル」.天文学レター. 38 (5): 331. arXiv : 1108.4971 . Bibcode :2012AstL...38..331A. doi :10.1134/S1063773712050015. S2CID 119257644.
- ^ ab Houk, N.; Swift, C. (1999). 「ミシガン HD 星の 2 次元スペクトル型カタログ」.ミシガン スペクトル調査. 5.書誌コード:1999MSS...C05....0H.
- ^ Liu, YJ; et al. (2007). 「近傍のレッドクランプ巨星の存在量」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 382 (2): 553–66. Bibcode :2007MNRAS.382..553L. doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.11852.x .
- ^ abcdefg Gallenne, A.; et al. (2018年8月). 「長基線Hバンド干渉法によるレッドクランプ星の基本特性」.天文学と天体物理学. 616 : 12. arXiv : 1806.09572 . Bibcode :2018A&A...616A..68G. doi :10.1051/0004-6361/201833341. S2CID 119331707. A68.
- ^ abcd Teng, Huan-Yu; Sato, Bun'ei; et al. (2023年8月). 「岡山惑星探索プログラムにおける惑星系の再検討：新たな長周期惑星、RVアストロメトリ共同解析、進化した恒星の周りの多重度・金属量傾向」.日本天文学会刊行物. arXiv : 2308.05343 . doi :10.1093/pasj/psad056.
- ^ abcde Brown, AGA ; et al. (Gaia collaboration) (2018年8月). 「Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties」. Astronomy & Astrophysics . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .VizieRのこのソースの Gaia DR2 レコード。
- ^ “75 Cet”.シンバッド。ストラスブール天文学センター。2019 年 8 月 1 日に取得。
- ^ Eggleton, PP; Tokovinin, AA (2008年9月). 「明るい恒星系間の多重度カタログ」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 389 (2): 869–879. arXiv : 0806.2878 . Bibcode :2008MNRAS.389..869E. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x . S2CID 14878976.
- ^ (中国語) AEEA (天文学における展示と教育の活動) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 11 日 2012 年2 月 4 日にウェイバック マシンにアーカイブ
- ^ ab 佐藤、文永;他。 （2012年）。 「7つの進化した中質量星への準恒星の仲間」。日本天文学会の出版物。64 (6)。 135. arXiv : 1207.3141。ビブコード:2012PASJ...64..135S。土井：10.1093/pasj/64.6.135。S2CID 119197073。
- ^ 光度の平方根は、地球のような惑星が恒星から 7 AU 以上離れている必要があることを意味します。