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| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | ケンタウルス |
| 赤経 | 14時間3分49.40535秒[1] |
| 偏角 | −60° 22′ 22.9266″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 0.61 [2] |
| 特徴 | |
| U−B色指数 | –0.98 [2] |
| B−V色指数 | –0.23 [2] |
| β セン アア | |
| スペクトル型 | B1III [3] |
| 変数型 | βセップ/ SPB [4] |
| β センアブ | |
| スペクトル型 | B1III [3] |
| βセンB | |
| スペクトル型 | B1V? [3] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | +9.59+0.23 −0.21[4] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: –33.27 [1] マス/年 12 月: –23.16 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 8.32 ± 0.50 mas [1] |
| 距離 | 390 ± 20 光年 (120 ± 7 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | −4.9 ± 0.2 [5] |
| 軌道[4] | |
| 主要な | β セン アア |
| 仲間 | β センアブ |
| 期間（P） | 356.915 ± 0.015 日 (0.977 20 ± 0.000 04 年) |
| 半長径(a) | 0.025 15+0.09 −0.08″ |
| 偏心度（e） | 0.8245 ± 0.006 |
| 傾斜（i） | 67.68 ± 0.12 ° |
| ノードの経度（Ω） | 108.80+0.14 −0.15° |
| 近点期 （T ） | 2452000.15202 |
| 近点引数（ω） （二次） | 60.87+0.26 −0.25° |
| 半振幅（K 1） （プライマリ） | 62.9 km/s |
| 半振幅（K 2） （二次） | 72.35 km/秒 |
| 軌道[6] | |
| 主要な | βセンA |
| 仲間 | βセンB |
| 期間（P） | 288.267年 |
| 半長径(a) | 0.870インチ |
| 詳細 | |
| 明るさ | 66,100 [5] L ☉ |
| 年 | 14.1 ± 0.6 [3] ミル |
| β セン アア | |
| 質量 | 12.02 ± 0.13 [4] メートル☉ |
| 半径 | 9.48 ± 2.66 [5] [a] R ☉ |
| 明るさ | 31,600+18,500 −11,700 [ 5] L☉ |
| 表面重力（log g） | 3.55 ± 0.11 [5] cgs |
| 温度 | 25,000 ± 2,000 [5] K |
| 回転速度( v sin i ) | 190 ± 20 [7] km/s |
| β センアブ | |
| 質量 | 10.58 ± 0.18 [4] メートル☉ |
| 半径 | 9.98 ± 2.88 [5] [b] R ☉ |
| 明るさ | 25,100+14,700 −9,300 [ 5] L☉ |
| 表面重力（log g） | 3.55 ± 0.11 [5] cgs |
| 温度 | 23,000 ± 2,000 [5] K |
| 回転速度( v sin i ) | 75 ± 15 [7] km/s |
| βセンB | |
| 質量 | 4.61 [6] メートル☉ |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
ベータ・ケンタウリ（ Beta Centauri ）は、南の星座ケンタウルス座にある三重星系である。正式名称はハダル（Hadar / ˈ h eɪ d ɑːr /）。ベイヤー式のベータ・ケンタウリ（Beta Centauri）はβ Centauriのラテン語化で、Beta Cenまたはβ Cenと略される。この系の見かけの視等級は0.61で、ケンタウルス座で2番目に明るい天体であり、夜空では11番目に明るい恒星である。天文測量衛星ヒッパルコスの視差測定によると、この系までの距離は約390光年（120パーセク）である。
命名法
βケンタウリ（ラテン語表記ではBeta Centauri）は、この恒星系のバイエル名である。
この星には、伝統的にハダルとアゲナという名前がつけられていた。ハダルはアラビア語のحضار（語源は「存在する」または「地上」または「定住した文明化された地域」を意味する）に由来し[10] 、アゲナ （ə ˈ dʒ iː n ə /）という名前は、ケンタウルス座に描かれたケンタウルスの左膝の上にあることから、「膝」を意味するラテン語の genuaに由来していると考えられている。2016年、国際天文学連合は星の名前に関する作業部会（WGSN）[11]を組織し、恒星の固有名をカタログ化し標準化した。WGSNは2016年8月21日にβケンタウリAa星にハダルという名前を承認し、現在、IAU星名カタログに登録されている。[12]
この星の中国語名は「馬腹一」（中国語：mǎ fù yī、「馬の腹部の最初の星」）である。[13]
現在のオーストラリア、ビクトリア州北西部に居住するブーロン族は、この星を（ αケンタウリとともに）ベルムルと名付けた。 [14]二人の兄弟は勇敢さと破壊力で知られ、チンガル（エミュー、コールサック星雲）を槍で突き殺した。 [15]ウォッジョバルク族は二人の兄弟をブラム・ブラム・ブルトと名付けた。[14]
可視性
ベータケンタウリは、0.61等級で全天で最も明るい恒星の一つです。明るさは数百分の一等級しか変化せず、肉眼では確認できないほど小さいです。[16]スペクトル型と脈動の検出により、Aa成分はβケフェウス変光星に分類されています。[17]
南半球では、ベータケンタウリは南十字星として知られる南十字星への2つの「ポインター」のうちの内側にある星としてよく知られています。もう1つのポインターであるアルファケンタウリからベータケンタウリを通る線は、十字の北端にある星であるガクルクスから数度以内の距離にあります。ガクルクスを使用すると、航海士はアクルクスを南端とする線を引くことで、効果的に南を決定できます。 [18]
恒星系
ベータ ケンタウリ システムは、ベータ ケンタウリ Aa、ベータ ケンタウリ Ab、ベータ ケンタウリ B の 3 つの星で構成されています。検出されたスペクトル線はすべて B1 型星と一致しており、線のプロファイルのみが異なっているため、3 つの星はすべて同じスペクトル型であると考えられます。
1935 年、ジョアン・ヴーテはベータ・ケンタウリ B を特定し、識別番号 VOU 31 を与えました。伴星は主星から 1.3秒角離れており、位置角は発見以来 6 度変化していますが、その距離は変わっていません。ベータ・ケンタウリ B は、見かけの明るさが 4 の B1 矮星です。
1967年、ベータ・ケンタウリの視線速度の観測された変化から、ベータ・ケンタウリAは連星であることが示唆された。[19] [20]これは1999年に確認された。[20]この星は、β・ケンタウリAaとβ・ケンタウリAbという、質量が同程度で、約0.8245という大きな離心率で357日かけて互いの周りを公転する2つの恒星から構成されている。[4]
2005年には、この2つの惑星の平均距離はおよそ4 天文単位（161パーセクの太陽系までの距離に基づく）であると計算された。 [21]
AaとAbはどちらもB1 IIIという恒星分類を持っているようで[21] 、光度クラスIIIは主系列から離れて進化している巨星を示している。Aa成分はAbよりもはるかに速く回転するため、スペクトル線が広くなり、スペクトルで2つの成分を区別することができる。Ab成分は低速で回転する星で、スペクトルに検出された元素組成の特異性はないが、強い磁場を持っている。Aa成分では複数の脈動モードが検出されており、そのうちのいくつかは明るさの変化に対応しているため、この星は変光星であると考えられている。検出された脈動モードは、βケフェウス変光星と低速で脈動するB型星の両方に対応している。Ab成分では同様の脈動は検出されていないが、これも変光星である可能性がある。[4]
Aaの質量は太陽の12.02±0.13倍、Abの質量は10.58±0.18倍である。[4]
注記
- ^ シュテファン・ボルツマンの法則を公称太陽有効温度5,772 Kに適用すると、
- 。
- ^ シュテファン・ボルツマンの法則を公称太陽有効温度5,772 Kに適用すると、
- 。
参考文献
- ^ abcde van Leeuwen (2007年11月). 「新しいヒッパルコス還元の検証」.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.
- ^ abc Hoffleit, Dorrit; Jaschek, Carlos (1991). 「The Bright star catalogue」.ニューヘブン、コネチカット州: イェール大学天文台、第 5 版改訂版. Bibcode :1991bsc..book.....H.
- ^ abcd Ausseloos, M.; Aerts, C.; Lefever, K.; Davis, J.; Harmanec, P. (2006 年 8 月). 「干渉法と分光法を組み合わせた二重線分光連星の高精度要素。β Cephei 星 β Centauri への応用」.天文学と天体物理学. 455 (1): 259–269. arXiv : astro-ph/0605220 . Bibcode :2006A&A...455..259A. doi :10.1051/0004-6361:20064829. S2CID 15425187.
- ^ abcdefgh ピグルスキー、A.;クージエ、H.ポポヴィッツ、A.クシュニヒ、R.モファット、AFJ。ルシンスキー、SM;シュワルツェンベルク＝チェルニー、A.ワイス、WW;ハンドラー、G.ジョージア州ウェイド。クーデルカ、O.マシューズ、JM。モチナッキ、セント。オルレアンスキー、P.パブロ、H.ラミアラマナンツォア、T.ウィテカー、G.ゾクウォンスカ、E.ツウィンツ、K. (2016)。 「BRITE-Constellation によって観測された大質量脈動星。I. 三重系 β ケンタウリ (アゲナ)」。天文学と天体物理学。588 : 17.arXiv : 1602.02806。Bibcode :2016A&A...588A..55P。土井：10.1051/0004-6361/201527872。S2CID 53382272。A55。
- ^ abcdefghij Shultz, ME; Wade, GA; Rivinius, Th; Alecian, E.; Neiner, C.; Petit, V.; Wisniewski, JP; MiMeS Collaboration; BinaMIcS Collaboration (2019). 「初期のB型磁気星II：ガイア時代の恒星大気パラメータ」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 485 (2): 1508. arXiv : 1902.02713 . Bibcode :2019MNRAS.485.1508S. doi : 10.1093/mnras/stz416 . S2CID 119463660.
- ^ ab Tokovinin, AA (1997). 「MSC - 物理的な多重星のカタログ」.天文学と天体物理学補足シリーズ. 124 : 75. Bibcode :1997A&AS..124...75T. doi : 10.1051/aas:1997181 .
- ^ ab Alecian, E.; Kochukhov, O.; Neiner, C.; Wade, GA; De Batz, B.; Henrichs, H.; Grunhut, JH; Bouret, J.-C.; Briquet, M.; Gagne, M.; Naze, Y.; Oksala, ME; Rivinius, T.; Townsend, RHD; Walborn, NR; Weiss, W.; Mimes Collaboration (2011). 「HARPSpol による大質量星の磁場の初の発見」.天文学と天体物理学. 536 : L6. arXiv : 1111.3433 . Bibcode :2011A&A...536L...6A. doi :10.1051/0004-6361/201118354. S2CID 51173988。
- ^ アレン、RH (1963)。星の名前：その伝説と意味（再版）。ニューヨーク：ドーバー出版、p. 154。ISBN 0-486-21079-0. 2010年12月12日閲覧。
- ^ “V* ベット Cen -- ベータ Cep 型の変光星”.シンバッド。ストラスブール天文学センター。2011 年 12 月 19 日に取得。
- ^ ハンス・ヴェーア (1979)。現代アラビア語書き言葉辞典。オットー・ハラソヴィッツ・フェルラーク。ISBN 978-3-447-02002-2。
- ^ 「IAU 星の名前に関するワーキンググループ (WGSN)」2016年5月22日閲覧。
- ^ 「IAU 星名カタログ」。2018年8月12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 7 月 29 日 2011 年 5 月 22 日にウェイバック マシンにアーカイブ
- ^ ab ハマチャー、デュアン W.;デビッド J. フリュー (2010)。 「りゅうこつ座イータの大噴火に関するオーストラリア先住民の記録」。天文学の歴史と遺産のジャーナル。13 (3): 220-34。arXiv : 1010.4610。ビブコード:2010JAHH...13..220H。土井：10.3724/SP.J.1440-2807.2010.03.06。S2CID 118454721。
- ^ Stanbridge, WM (1857). 「ビクトリア州アボリジニの天文学と神話について」(PDF) . Transactions Philosophical Institute Victoria . 2 : 137–140. 2013年6月2日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。
- ^ Lefèvre, L.; Marchenko, SV; Moffat, AFJ; Acker, A. (2009). 「HIPPARCOS測光法に基づくOB星間の変動性の体系的研究」.天文学と天体物理学. 507 (2): 1141. Bibcode :2009A&A...507.1141L. doi : 10.1051/0004-6361/200912304 .
- ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). 「VizieR オンラインデータカタログ: 変光星の総合カタログ (Samus+ 2007-2013)」。VizieR オンラインデータカタログ: B/GCVS。 初版: 2009yCat....102025S . 1 : B/gcvs。Bibcode :2009yCat....102025S。
- ^ Kyselka, Will; Lanterman, Ray E. (1976). North Star to Southern Cross. ホノルル:ハワイ大学出版局. p. 59. Bibcode :1976nsts.book.....K. ISBN 0-8248-0419-8。
- ^ Breger, M. (1967年5月). 「2つの南天B型変光星の分光学的研究」.王立天文学会月報. 136 (1): 51–59. doi : 10.1093/mnras/136.1.51 .
- ^ ab ロバートソン、JG;寝具、TG;アーツ、C.ウェルケンス、C.マーソン、RG; JR バートン（1999 年 1 月）。 「β Cen の干渉法と分光法: 連星系の β Cephii 星」。王立天文協会の月次通知。302 (1): 245–252。arXiv : astro-ph/9809158。ビブコード:1999MNRAS.302..245R。土井: 10.1046/j.1365-8711.1999.02068.x。
- ^ アブ ・ラーセン、AJJ;カッシネリ、日本。ミラー、NA;ミュー、R.テペデレンリオウル、E. (2006 年 7 月)。 「ケンタウリβ (B1 III) の XMM ニュートン観測: 高温プラズマの温度構造と光球と風の関係」(PDF)。天文学と天体物理学。437 (2): 599–609。Bibcode :2005A&A...437..599R。土井: 10.1051/0004-6361:20052650。
- ^ 「MAST: Barbara A. Mikulski 宇宙望遠鏡アーカイブ」。宇宙望遠鏡科学研究所。 2024年9月29日閲覧。
