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| 観測データ エポック J2000 エキノックス J2000 | |
|---|---|
| 星座 | デルフィヌス |
| 赤経 | 20時間37分32.94130秒[1] |
| 偏角 | +14° 35′ 42.3195″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 3.617 ± 0.016 [2] (4.11 + 5.01) [3] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | F5 III + F5 IV [4] |
| B−V色指数 | 答え: 0.43 ± 0.14 B: 0.56 ± 0.25 [1] |
| 天体測量 | |
| ベータデルフィニA | |
| 固有運動（μ） | RA: +118.09 [1] マス/年 12 月: -48.06 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 32.33 ± 0.47 マス[1] |
| 距離 | 101 ± 1 光年 (30.9 ± 0.4 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 1.58 ± 0.12 [2] |
| ベータデルフィニB | |
| 絶対等級 (M V ) | 2.79 ± 0.14 [2] |
| 軌道[3] | |
| 期間（P） | 26. 660年 |
| 半長径(a) | 0.440インチ |
| 偏心度（e） | 0.36 |
| 傾斜（i） | 61° |
| ノードの経度（Ω） | 177° |
| 近点期 （T ） | 1989 . 50年 |
| 近点引数（ω） （二次） | 349° |
| 半振幅（K 1） （プライマリ） | 7.6 [5] km/s |
| 詳細 | |
| ベータデルフィニA | |
| 質量 | 1.75 ± 0.002 [ 2] M☉ |
| 明るさ | 24 [6] L ☉ |
| 表面重力（log g） | 3.50 [6] グラフ |
| 温度 | 6587 [6] キロ |
| 金属度[Fe/H] | –0.05 [2] デックス |
| 回転速度( v sin i ) | 49.8 [6] km/s |
| 年 | 1.79+0.17 −0.72[2] ギア |
| ベータデルフィニB | |
| 質量 | 1.47 ± 0.04 [2] メートル☉ |
| 明るさ | 8 [7 ] L☉ |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
ベータデルフィニ（β Delphini、略称Beta Del、β Del）は、いるか座にある連星である。いるか座で最も明るい星である。
このシステムの2つの構成要素は、ベータデルフィニA（正式名称はロタネフ / ˈ r oʊ t ə n ɛ v /で、歴史的にはこのシステムの名前である）[11] [12]とBと 呼ばれています。
命名法
βデルフィニ（ラテン語表記ではBeta Delphini）は、この連星のバイエル名である。2つの構成要素をBeta Delphini AとBと命名するのは、ワシントン多重星カタログ（WMC）が多重星系に用いる慣例に由来し、国際天文学連合（IAU）が採用している。[13]
デルフィニ座β星には、ロタネフという歴史的な名前が付けられていたが、これは次のように由来している。ニッコロ・カチャトーレはジュゼッペ・ピアッツィの助手で、後にパレルモ天文台の所長となった。この名前が初めて登場したのは、ピアッツィのパレルモ星表である。この星表が1814年に出版されたとき、デルフィニ座α星とデルフィニ座β星には、それぞれスアロシンとロタネフという聞き慣れない名前が付けられた。最終的に、英国の天文学者であるトーマス・ウェッブ牧師がその説明を解明した。[14]カチャトーレの名前であるニコラス・ハンターは英語に翻訳すると、ニコラウス・ベナトールとなり、この構造の文字を逆にすると2つの名前ができる。この2つの名前は、カチャトーレが自分の名前にちなんで2つの星に名前を付けるというちょっとした悪ふざけの結果、今も使われている。星表出版から45年後にウェッブがどのようにしてこの説明にたどり着いたのかは、いまだに謎である。[15]
2016年、国際天文学連合は恒星名作業部会（WGSN）[16]を組織し、恒星の固有名をカタログ化し標準化しました。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ました。[17] 2016年9月12日、WGSNはベータデルフィニAの構成要素にロタネフという名前を承認し、現在、IAU承認の恒星名リストに含まれています。[12]
中国語で、「良いひょうたん」を意味する「瓠瓜( Hù Guā )」は、ベータ デルフィニ、アルファ デルフィニ、ガンマ2デルフィニ、デルタ デルフィニ、ゼータ デルフィニで構成される星占いを指します。[18]
プロパティ
ベータデルフィニは、1873年にアメリカの天文学者SWバーナムによって連星系であることが発見されました。[19]この系は、周期26.66年、離心率0.36で互いの周りを回るF型星のペアで構成されています。軌道面は、地球からの視線に対して61°の角度で傾いています。2つの星の角度は約0.44 秒角離れているため、望遠鏡で解像するのは困難です。ペアのうち大きい方は、太陽の1.75倍の質量[2]と24倍の光度を持つ巨星で、[6] 2番目の部分は太陽の1.47倍の質量[2]と太陽の約8倍の光度を持つ準巨星です。 [7]この系の年齢は約18億年です。[2]
参照
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
- ^ abcdefghij Davidson、James W. Jr.; et al. (2009年11月)、「スペックルイメージングを用いた17個の連星の光度測定分析」、The Astronomical Journal、138 (5): 1354–1364、Bibcode :2009AJ....138.1354D、doi : 10.1088/0004-6256/138/5/1354
- ^ ab Söderhjelm, Staffan (1999年1月)、「ヒッパルコス以降の視覚的連星軌道と質量」、天文学と天体物理学、341 : 121–140、Bibcode :1999A&A...341..121S
- ^ Edwards, TW (1976 年 4 月)、「視覚バイナリ コンポーネントの MK 分類」、天文学ジャーナル、81 : 245–249、Bibcode :1976AJ.....81..245E、doi :10.1086/111879
- ^ Pourbaix, D.; et al. (2004 年 9 月)、「SB9: 分光連星軌道の第 9 カタログ」、天文学と天体物理学、424 : 727–732、arXiv : astro-ph/0406573、Bibcode :2004A&A...424..727P、doi :10.1051/0004-6361:20041213、S2CID 119387088
- ^ abcde Mallik, Sushma V.; Parthasarathy, M.; Pati, AK (2003 年 10 月)、「F 型および G 型矮星と準巨星におけるリチウムと回転」、天文学と天体物理学、409 : 251–261、Bibcode :2003A&A...409..251M、doi : 10.1051/0004-6361:20031084
- ^ ab Rotanev 2008年11月21日アーカイブ、Wayback Machine、Stars、Jim Kaler。2008年10月1日にオンラインでアクセス。
- ^ HD 196524 -- 分光連星、データベースエントリ、SIMBAD。2008年10月1日にオンラインでアクセス。
- ^ エントリ 20375+1436、ワシントン二重星カタログ、2008 年 9 月 8 日にアーカイブ、Wayback Machine、米国海軍天文台。2008 年 10 月 1 日にオンラインでアクセス。
- ^ HR 7882、データベースエントリ、The Bright Star Catalogue、第5改訂版（暫定版）、D. Hoffleit および WH Warren, Jr.、CDS ID V/50。2008年10月1日にオンラインでアクセス。
- ^ クニッツ、ポール、スマート、ティム（2006年）。現代の星の名前の辞典：254の星の名前とその由来についての短いガイド（第2版）。マサチューセッツ州ケンブリッジ：スカイパブリッシング。ISBN 978-1-931559-44-7。
- ^ ab 「星の命名」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].
- ^ Webb, TW (1859). Celestial Objects for Common Telescopes . ロンドン: Longmans, Green and Co. pp. 193–194.
- ^ Hurn, Mark. 「1814年パレルモ星カタログの秘密」。星の名前の物語。Mark Hurn、ケンブリッジ大学天文学研究所図書館。2016年3月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。2015年5月11日閲覧。
- ^ 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) 5ページ。 2018年7月14日閲覧。
- ^ (中国語) 中國星座神話、陳久金著。台灣書房出版有限公司発行、2005 年、ISBN 978-986-7332-25-7。
- ^ バーナム、ロバート (1978)、「バーナムの天体ハンドブック：太陽系外の宇宙への観測者ガイド」、ドーバー天文学書、第 2 巻 (第 2 版)、クーリエ・ドーバー出版、p. 820、ISBN 0-486-23568-8
外部リンク
- Kummer, Juergen. 「Special Stars: Rotanev」. jumk.de. 2015年8月23日閲覧。