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| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | レオ |
| 赤経 | 10時間19分36.28082秒[2] |
| 偏角 | +19° 52′ 12.0104″ [2] |
| 見かけの等級 （V） | 9.32 [3] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | M3.5eV [4] |
| U−B色指数 | +1.06 [3] |
| B−V色指数 | +1.54 [3] |
| 変数型 | フレアスター[5] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | +10.67 ± 0.21 [2] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: –498.620 マス/年[2] 12 月: –43.428 マス/年[2] |
| 視差（π） | 201.4064 ± 0.0296 マス[2] |
| 距離 | 16.194 ± 0.002 光年 (4.9651 ± 0.0007 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 10.87 [6] |
| 詳細[7] | |
| 質量 | 0.423 ± 0.012 メートル☉ |
| 半径 | 0.4233 ± 0.0057 R☉ |
| 明るさ | 0.023 59 ± 0.000 11 L ☉ |
| 表面重力（log g） | 5.12 ± 0.12 cgs |
| 温度 | 3,477 ± 23 キロ |
| 金属度[Fe/H] | −0.19 ± 0.12 敏捷性 |
| 回転 | 2.2270+0.0010 −0.0011 d |
| 回転速度( v sin i ) | 2.4 ± 1.5 km/秒 |
| 年 | 25-300 [4] ミル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
  AD レオニス しし座のAD Leonisの位置 | |
しし座AD星（グリーゼ388）は赤色矮星である。しし座の方向、太陽から16.2光年（5.0パーセク）の距離に位置している。しし座AD星は主系列星で、スペクトル分類はM3.5Vである。[4]不規則に光度が増加するフレア星である。 [5] [8]
プロパティ
AD Leonisはスペクトル型M3.5eVのM型星で、スペクトルに輝線が現れる主系列星であることを示しています。三角測量距離16.2光年（5.0パーセク）にあるこの星の見かけの視等級は9.43です。 [6] [9]この星の質量は太陽の約39～42％で、これは星が完全に対流する質量[10]を超えています。また、半径は太陽の39％です。[6] [11]この星の予測回転速度はわずか2.4km/sですが、2.227日ごとに1回転するため、相対的に約1.5倍の極傾斜角を示しています。12.9° [7]。これは比較的若い恒星で、年齢は2500万～3億年と推定されており[4]、若い円盤の種族に属すると考えられています。[12]
この恒星の可変性は、1949年にリック天文台のキャサリン・C・ゴードンとジェラルド・E・クロンによって初めて観測された。[13] ADレオニスは最も活発なフレア星として知られ、フレアからの放射はX線帯にいたるまで電磁スペクトル全体で検出されている。[14] [15]表面の正味の磁束は約3kGである。[16]星の黒点の他に、表面の約73%が磁気的に活発な領域で覆われている。[17] X線でコロナを検査すると、恒星のサイズの最大30%に及ぶコンパクトなループ構造が見られる。[18]コロナの平均温度は約6.39MKである 。[19]
この星は0.028の離心率で天の川銀河を周回している。これにより、この星は銀河核から8.442kpcまで近づき、8.926kpcまで遠ざかる。軌道傾斜角により、この星は銀河面から0.121kpcまで遠ざかる。[20]
2021年、 AD LeoのスーパーフレアがXMM-NewtonによるX線観測とTESSによる光学観測で同時に観測された。[21]
惑星を探す
1943年にマコーミック天文台のダーク・ロイールが固有運動の調査を行った際、レオニス星には伴星があるのではないかと疑われた。しかし、1968年にスプロール天文台のサラ・L・リッピンコットが行った調査では、この結果は確認できなかった。[22] 1997年に近赤外線スペックル干渉計で探査したが 、星から1～10 AUのところを周回する伴星は検出されなかった。 [23] 2001年に光学コロナグラフで星を探査したが、伴星は発見されなかった。[24] 1981年の時点では、見えない伴星の存在を示す視線速度の変動の兆候は見られなかった。[9]
2018年、AD Leonisは2.23日の周期で視線速度変動があることが判明しました。恒星は同じ周期で自転していることが判明したため、恒星の自転が視線速度信号の原因である可能性があることを示唆しましたが、信号は恒星と自転軌道共鳴している0.24 M Jの惑星によって引き起こされた可能性があると考えられました。[25]これは2019年のプレプリントで候補惑星としてリストされました。[26]しかし、2020年に始まったその後の研究では、惑星仮説が否定され、視線速度変動の最も可能性の高い説明は恒星の活動であることがわかりました。[27] [28] 2022年の研究では、より質量の大きい惑星は自信を持って除外されました。27 M Jの恒星の自転周期で周回する惑星と、周期が最大14年で3-6 M Jを超える惑星がある。 [7]
参照
- 最も近い恒星と褐色矮星のリスト
- ガンマレオニス、ガンマレオニスからわずか5'に位置
参考文献
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