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| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | かんむり座 |
| 赤経 | 15時間42分44.56551秒[1] |
| 偏角 | +26° 17′ 44.2847″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 3.80 – 3.86 [2] (4.04 + 5.60) [3] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | B9V + A3V [4] |
| U−B色指数 | −0.03 [5] |
| B−V色指数 | +0.00 [5] |
| 変数型 | δ セント[2] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −15.26 ± 4.54 [6] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: -111.65 [1] マス/年 12 月: +49.52 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 22.33 ± 0.50 mas [1] |
| 距離 | 146 ± 3 光年 (45 ± 1 個) |
| 絶対等級 (M V ) | +0.56 [7] |
| 軌道[8] | |
| 期間（P） | 91.2 ± 0.4 年 |
| 半長径(a) | 0.729 ± 0.006インチ |
| 偏心度（e） | 0.48 ± 0.01 |
| 傾斜（i） | 94.45 ± 0.07 ° |
| ノードの経度（Ω） | 111.75 ± 0.09 ° |
| 近点期 （T ） | 1 931.6 ± 0.3 |
| 近点引数（ω） （二次） | 103.8 ± 0.6 ° |
| 詳細 | |
| γCrB A | |
| 質量 | 2.51 ± 0.04 [9] メートル☉ |
| 明るさ | 59 [9] L ☉ |
| 温度 | 7,649 ± 22 [10] K |
| 回転速度( v sin i ) | 182 ± 12 [6] km/s |
| 年 | 400 [11] ミル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
ガンマ・コロナエ・ボレアリス（ γ Coronae Borealisのラテン語表記）は、北のかんむり座にある連星系である。肉眼で見ることができ、見かけの視等級は3.83である。[5]地球から見た年間視差は22.33 [1]マスで、太陽から約146光年の距離にある 。この系は、約-15 km/sの視線速度で太陽に近づいている。[6]
バイナリシステム
この系の構成要素は光学的に分離されており、伴星は主星から約1秒角離れている。その公転周期は91.2年、離心率は0.48である。[8]長半径は0.73秒角で、これは太陽から海王星までの距離とほぼ同じである[13]。軌道面の傾斜は94.5°である。[8]どちらの構成要素も主系列星である。主星は視等級4.04 [3]で、星の分類はB9 Vである[14]。一方、伴星はA3 V [4]型で等級は5.60である。[3]
変動性
1969年、γかんむり星は0.05等級の変光星であることが確認された。1年後、この星はたて座δ星変光星であることが「確認」され、このクラスで最も古いスペクトル型であることがわかった。観測された変光は厳密には周期的ではなかったが、0.03日（43分）という特徴的な時間スケールを示した。[16] γかんむり星は、周期的に変光しないなど、他のたて座δ星には見られない異常な振る舞いも示した。[17]
たて座δ星と、類似しているがより高温のゆっくり脈動するB型（SPB）星の脈動メカニズムが特定されたとき、γかんむり座γ星と、こくま座γ星やマイアなどの類似の低振幅変光星が、脈動の駆動源が知られていない領域で、これら2つのクラスの間に位置することが明らかになった。マイア変光星クラスはこれらの星にちなんで名付けられた。皮肉なことに、マイア自体は変光星ではないことが示されており、このクラスの他の報告されたメンバーの多くは他のタイプの変光星であることが示されているため、マイア変光星は、たとえ実際の変光星クラスであったとしても、非常にまれであると思われる。[18]しかし、衛星観測により、SPBとたて座δ星の不安定領域の間に小振幅変光星が多数発見されているほか、散開星団 NGC 3766とNGC 1893 にも候補となる変光星が多数発見されている。[19]
γコロナの変動のメカニズムは不明である。0.9日周期の分光変動が観測されており、これは恒星の自転周期と一致する。また、0.45日周期の視線速度変化も観測されている。[18] 短周期の非放射状脈動は恒星の自転によってもたらされる可能性があるが、[20]この温度の恒星におけるそのような脈動の駆動源は不明である。[19]
参考文献
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- ^ ab Samus, NN; et al. (2017)、「変光星総合カタログ」、天文学レポート、5.1、61 (1): 80–88、Bibcode : 2017ARep...61...80S、doi :10.1134/S1063772917010085、S2CID 125853869。
- ^ abc Cvetkovic, Z.; Ninkovic, S. (2010)、「視覚連星の構成質量について」、Serbian Astronomical Journal、180 (180): 71–80、Bibcode :2010SerAJ.180...71C、doi : 10.2298/SAJ1080071C。
- ^ ab Malkov, O. Yu.; et al. (2012)、「軌道連星の選択されたサンプルの動的質量」、Astronomy & Astrophysics、546 :5、Bibcode :2012A&A...546A..69M、doi : 10.1051/0004-6361/201219774、A69。
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- ^ abc Becker, Juliette C.; et al. (2015年4月)、「エシェル分光器較正スペクトルからのA型およびB型星の視線速度の抽出」、The Astrophysical Journal Supplement Series、217 (2): 13、arXiv : 1503.03874、Bibcode :2015ApJS..217...29B、doi :10.1088/0067-0049/217/2/29、S2CID 33968873、29。
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- ^ abc Hartkopf, WI; et al. (2006年6月30日)、 Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars、米国海軍天文台、2017年8月1日時点のオリジナルよりアーカイブ、 2017年6月2日閲覧。
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- ^ MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes、Space Telescope Science Institute 、 2021年12月8日閲覧。
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