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| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | 射手座 |
| 赤経 | 19時間02分36.73024秒[1] |
| 偏角 | –29° 52′ 48.2279″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | +2.59 [2] (3.27/3.48) [3] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | A2.5 ヴァ[4] |
| U−B色指数 | +0.05 [2] |
| B−V色指数 | +0.08 [2] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | +22 [5] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: +10.79 [1] マス/年 12 月: +21.11 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 36.98 ± 0.87 mas [1] |
| 距離 | 88 ± 2 光年 (27.0 ± 0.6 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 1.11/1.32 [3] |
| 軌道[6] | |
| 主要な | ああ |
| 仲間 | アブ |
| 期間（P） | 1ヶ月 |
| 半長径(a) | 0.3 au |
| 軌道[3] | |
| 主要な | あ |
| 仲間 | B |
| 期間（P） | 21.00 ± 0.01 年 |
| 半長径(a) | 0.489 ± 0.001インチ[3] (13.2 au ) [6] |
| 偏心度（e） | 0.211 ± 0.001 |
| 傾斜（i） | 111.1 ± 0.1° |
| ノードの経度（Ω） | 74.0 ± 0.1° |
| 近点期 （T ） | 2005.99 ± 0.03 |
| 近点引数（ω） （二次） | 7.2 ± 0.6° |
| 詳細[6] | |
| ああ | |
| 質量 | 1.83 万☉ |
| 半径 | 1.9 ランク☉ |
| 明るさ | 14.9 [a] L ☉ |
| 表面重力（log g） | 3.90 [7] グラフ |
| 温度 | 8,230 キロ |
| 回転速度( v sin i ) | 77 [8] km/s |
| 年 | 700 ミル |
| アブ | |
| 質量 | 1.81 万☉ |
| 半径 | 1.9 ランク☉ |
| 明るさ | 14.7 [a] L ☉ |
| 温度 | 8,200 キロ |
| 年 | 700 ミル |
| B | |
| 質量 | 2.03 万☉ |
| 半径 | 2.3 ☉ |
| 明るさ | 24 [a] L ☉ |
| 温度 | 8,460 キロ |
| 年 | 700 ミル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
いて座ゼータ星（ζ Sagittarii、略称Zeta Sgr、ζ Sgr）は三重星系であり、いて座では南天カウス・アウストラリスとヌンキに次いで3番目に明るい星である。視差測定に基づくと、太陽から約88光年（27パーセク）離れている。[1]
3つの構成要素は、いて座ζ星Aa（正式名称はAscella / ə ˈ s ɛ l ə /、システム全体の伝統的な名称）、[9] [10] Ab 、 Bと指定されています。[6]ワシントン二重星カタログには、システムから72.3秒離れた構成要素が記載されていますが、これはペアとは無関係の背景の星です。[6]
命名法
ζ Sagittarii（ラテン語表記はZeta Sagittarii）は、この星系のバイエル名である。3つの構成要素のζ Sagittarii Aa、 Ab、Bの名称は、ワシントン多重星カタログ（WMC）で多重星系に使用されている慣例に由来し、国際天文学連合（IAU）によって採用されている。[6] [11]
この恒星は、後期ラテン語で「脇の下」を意味する言葉に由来する伝統的な名前「アセラ」を持っていた。アル・アクサシ・アル・ムアッケットの暦の恒星カタログでは、この恒星は「タラト・アル・サディラ」と命名され、ラテン語では「3番目に帰ってきたダチョウ」を意味する「テルティア・τού・アル・サディラ」と翻訳された。[12] 2016年、IAUは恒星の名前に関する作業部会（WGSN）[13]を組織し、恒星の固有名をカタログ化し標準化した。WGSNは、複数のシステム全体ではなく、個々の恒星に固有名詞を付与することを決定した。[14] WGSNは、2016年9月12日にいて座ζ星Aの構成要素に「アセラ」という名前を承認し、現在ではIAU承認の恒星名リストに含まれている。[10]
この星は、射手座ガンマ 2、射手座デルタ、射手座イプシロン、射手座ラムダ、射手座シグマ、射手タウ、射手座ファイとともに、ティーポット アステリズムを構成します。[15]
中国語では、北斗七星を意味する斗( Dƒu ) は、射手座ゼータ、射手ファイ 、射手座ラムダ、射手座ムー、射手座シグマ、射手座タウからなるアステリズムを指します。したがって、射手座ゼータ自体の中国語名は斗宿一( Dƒu Sù yī、英語: the First Star of Dipper ) です。[16]
プロパティ
いて座ゼータ星は、合成視等級が+2.59 [2]、合成スペクトル型がA2Vaである。[4]太陽系から22 km s −1の視線速度で遠ざかっており、[5]約100万年前には太陽から11 pc (36 ly )以内に接近した。 [6]
いて座ζ星AaとAbは、約1ヶ月の公転周期と推定される内側のペアを形成し、0.3天文単位の距離を置いている。これらは、太陽の1.8倍の質量と1.9倍の半径を持つ、同サイズのA型恒星である。これらの恒星が進化して赤色巨星となると、約5億年後に、共通の外殻相に進化すると予想されている。
外側の要素はいて座ゼータ星Bと名付けられ、内側の要素と連星を形成している。この要素は1.32 au離れており、公転周期は21年である。この星は、この系で最大かつ最も質量の大きい恒星であり、太陽の2.3倍の大きさと2倍の質量を持つ 。この星は、約7億年後に0.7 M ☉ の白色矮星となってその生涯を終えると予想されている。 [6]
ヒッパルコス計画によって得られたデータに基づくと、いて座ゼータ星は、約120万年前に夜空で最も明るい星となり、見かけの等級が−2.74。[17]しかし、2023年の分析では、太陽に最も近い距離が36光年と再計算され、以前に推定されていた10光年よりもはるかに遠くなったため、この仮説は破棄されました。[6]
注記
- ^ abc シュテファン・ボルツマンの法則で得られる温度と半径の数値を使用して計算: 、ここで T は温度、R は半径、L は光度です。5772 はケルビン単位での太陽の公称有効温度です。計算には GeoGebra が使用されます。
参考文献
- ^ abcdef van Leeuwen, F. (2007 年 11 月)、「新しいヒッパルコス減算の検証」、天文学と天体物理学、474 (2): 653–664、arXiv : 0708.1752、Bibcode :2007A&A...474..653V、doi :10.1051/0004-6361:20078357、S2CID 18759600
- ^ abcd Johnson, HL; et al. (1966)、「明るい星のUBVRIJKL測光」、Communications of the Lunar and Planetary Laboratory、4 (99): 99、Bibcode :1966CoLPL...4...99J
- ^ abcd De Rosa, Robert J.; et al. (2011)、「VAST 調査 -- II. A 型多重星の軌道運動監視」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、422 (4): 2765–2785、arXiv : 1112.3666、Bibcode :2012MNRAS.422.2765D、doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.20397.x、S2CID 102487103
- ^ ab "* zet Sgr".シンバッド。ストラスブール天文学センター。2012 年 2 月 18 日に取得。
- ^ ab Wilson, RE (1953)、「恒星の視線速度の総合カタログ」、カーネギー研究所ワシントン DC 出版、ワシントン DC カーネギー研究所、Bibcode :1953GCRV..C......0W
- ^ abcdefghi Waisberg、イデル;クライン、イガル。 Katz, Boaz (2023-11-01)、「Hidden Companions to Intermediate-mass Stars. XIV. Discovery of a 1.8 M ☉ , 0.3 au Companion to Ascella = Zeta Sagittarii A」、米国天文学協会研究ノート、7 ( 11): 245、ビブコード:2023RNAAS...7..245W、土井: 10.3847/2515-5172/ad0e72、ISSN 2515-5172
- ^ Gray, RO; et al. (2003 年 10 月)、「近傍星 (NStars) プロジェクトへの貢献: 40 パーセク以内の M0 より前の星の分光法: 北部サンプル。I」、The Astronomical Journal、126 (4): 2048–2059、arXiv : astro-ph/0308182、Bibcode :2003AJ....126.2048G、doi :10.1086/378365、S2CID 119417105
- ^ ロイヤー、F.ゾレック、J. Gómez, AE (2007 年 2 月)、「A 型星の回転速度。III. 速度分布」、天文学と天体物理学、463 (2): 671–682、arXiv : astro-ph/0610785、Bibcode :2007A&A... 463..671R、土肥:10.1051/0004-6361:20065224、S2CID 18475298
- ^ Davis, George A. (1944). 「星の名前の選択されたリストの発音、派生、および意味」.ポピュラー天文学. 52 : 8–30.書誌コード:1944PA.....52....8D.
- ^ ab Naming Stars、IAU.org 、2017年12月16日閲覧
- ^ Hessman, FV; Dhillon, VS; Winget, DE; Schreiber, MR; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). 「多重恒星系および太陽系外惑星に使用される命名規則について」. arXiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
- ^ Knobel、EB (1895 年 6 月)、「Al Achsasi Al Mouakket、Mohammad Al Achsasi Al Mouakket のカレンダーリウムにある星のカタログについて」、王立天文学協会の月刊通知、55 (8): 430、Bibcode :1895MNRAS。 .55..429K、土井：10.1093/mnras/55.8.429
- ^ IAU 星の名前に関するワーキンググループ (WGSN)、国際天文学連合、 2016年5月22日閲覧。
- ^ WG 3年ごとの報告書 (2015-2018) - 星の名前(PDF)、p. 5 、2018年7月14日取得
- ^ ティーポット、constellation-guide.com 、 2017年5月13日閲覧
- ^ (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 5 月 11 日 2011 年 5 月 22 日にウェイバック マシンにアーカイブ
- ^ トムキン、ジョセリン（1998年4月）、「かつてのそして未来の天体の王たち」、スカイ・アンド・テレスコープ、95（4）：59–63、書誌コード：1998S&T....95d..59T– HIPPARCOSデータからの計算に基づいています。(計算では距離や固有運動が不明な星は除外されています。) PDF [ permanent dead link ]