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| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | ペルセウス |
| 赤経 | 03時04分47.82011秒[1] |
| 偏角 | +53° 30′ 23.2626″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 2.93 [2] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | G8III + A2V [3] |
| U−B色指数 | +0.45 [2] |
| B−V色指数 | +0.70 [2] |
| 変数型 | EA [4] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | +2.5 [5] km/s |
| 固有運動（μ） | ラ: −14.194 mas /年[1] 12月: −8.684 mas /年[1] |
| 視差（π） | 14.735 ± 0.188 マス[6] |
| 距離 | 221 ± 3 光年 (67.9 ± 0.9 pc ) [6] |
| 絶対等級 (M V ) | -1.50 [7] (-1.23/0.01) [8] |
| 軌道[8] | |
| 期間（P） | 14.6年 |
| 半長径(a) | 0.144インチ |
| 偏心度（e） | 0.785 |
| 傾斜（i） | 90.9° |
| ノードの経度（Ω） | 244.1° |
| 近点期 （T ） | 1991.08 ベッセリアン |
| 近点引数（ω） （二次） | 170.0° |
| 詳細[9] | |
| γ パー A | |
| 質量 | 3.6 ± 0.2 メートル☉ |
| 半径 | 22.7 ± 1.14 逆行 |
| 明るさ | 282 リットル☉ |
| 表面重力（log g） | 2.23 ± 0.08 cgs |
| 温度 | 4,970 ± 70 キロ |
| 金属度[Fe/H] | –0.19 [10] デックス |
| 回転 | 5,350日[7] |
| 回転速度( v sin i ) | 50.0 [7] km/s |
| γ パー B | |
| 質量 | 2.4 ± 0.2 メートル☉ |
| 半径 | 3.9 ± 0.2 ☉ |
| 明るさ | 67.6 リットル☉ |
| 表面重力（log g） | 3.6 ± 0.08 cgs |
| 温度 | 8,400 ± 70 K |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
ペルセウス座ガンマ星（Gamma Per、γ Persei、γ Per）はペルセウス座にある連星系である。この連星系を合わせた見かけの等級は+2.9で、[2]ペルセウス座で4番目に明るい星である。この星系までの距離はおよそ221光年（68パーセク）で、誤差は1%である。[6]ペルセウス座ガンマ星の北約4°に、毎年ペルセウス座流星群の放射点がある。[11]
これは、公転周期が 5,329.8 日 (14.6 年) の広い食連星系です。 [12]この食は 1990 年に初めて観測され、2 週間続きました。[13]食の間、主星が伴星の前を通過するため、連星系の明るさが 0.55 減少します。[14]この連星系の主星は、恒星分類がG9 III の巨星です。 [15]予測される自転速度は50.0 km s −1で、推定自転周期は 14.6 年と長いです。[7]伴星の分類は暫定的で、A3 V [8]と A2(III)が割り当てられています。[15]
2つの恒星の質量推定値には依然として差がある。スペックル干渉法を用いて、マカリスター（1982）は 主星 の質量を4.73 M ☉ 、伴星の質量を2.75 M ☉と推定した。ここでM ☉は太陽の質量である。彼は、この質量推定値は主星の分類に対して高すぎると指摘した。[16]マーティンとミニャール（1998）はヒッパルコス計画のデータを基に、両構成要素の質量を主星で 5.036 ± 0.951 M ☉ 、伴星で2.295 ± 0.453 M ☉と決定した。彼らは、軌道傾斜角が大きいために誤差が大きくなったことを認めている。[17] PrietoとLambert（1999）は主星の質量を3.81 M ☉と推定し、 [18] PizzolatoとMaggio（2000）は4.34 M ☉を得た。[7] Lingら（2001）は 主星の 質量を2.7 M ☉ 、副星の質量を1.65 M ☉と推定し、[8] Kaler（2001）はそれぞれ2.5と1.9を得た。[13] Diamantら（2023）はAとBの質量をそれぞれ3.6と2.4 M ☉と求めた。[9]
名前と語源
- この星は、 δ Per、ψ Per、σ Per、α Per、η Perとともに、ペルセウス座の部分と呼ばれています。[19]
- 中国語では、天船( Tiān Chuán )は天の船を意味し、γ ペルセイ、 η ペルセイ、α ペルセイ、ψ ペルセイ、δ ペルセイ、48 ペルセイ、μ ペルセイ、HD 27084で構成されるアステリズムを指します。 γペルセイ自体は天船二（Tiān Chuán èr、英語: the Second Star of天の船。) [20]
参考文献
- ^ abc Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). 「Gaia Data Release 3. コンテンツと調査プロパティの概要」.天文学と天体物理学. 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875.VizieR のこのソースの Gaia DR3 レコード。
- ^ 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
- ^ Malkov, O. Yu.; Tamazian, VS; Docobo, JA; Chulkov, DA (2012). 「軌道連星の選択サンプルの動的質量」.天文学と天体物理学. 546 : A69. Bibcode :2012A&A...546A..69M. doi : 10.1051/0004-6361/201219774 .
- ^ 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 . Bibcode :2009yCat....102025S。
- ^ ウィルソン、ラルフ・エルマー (1953)、「恒星の視線速度の総合カタログ」、ワシントン、ワシントン：ワシントン・カーネギー研究所、書誌コード：1953GCRV..C......0W
- ^ abc Groenewegen, MAT (2023-01-01)、「Gaia DR3と比較したバイナリシステムの軌道視差と明るい等級での視差ゼロ点オフセット」、天文学と天体物理学、669：A4、arXiv：2210.14734、Bibcode：2023A＆A...669A...4G、doi：10.1051/0004-6361/202244479、ISSN 0004-6361VizieRの Gamma Persei のデータベースエントリ。
- ^ abcde Pizzolato, N.; Maggio, A.; Sciortino, S. (2000 年 9 月)、「主系列後期初期における 1-3 Msun 後期型星の X 線活動の進化」、天文学と天体物理学、361 : 614–628、Bibcode :2000A&A...361..614P
- ^ abcd リン、JF;マグダレナ、P. Prieto, C. (2001 年 10 月)、「γ ペルセイと α ケンタウリの軌道要素における質量損失による摂動」、Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica、37 : 179–186、Bibcode :2001RMxAA..37..179L
- ^ ab Diamant, SJM; Schröder, K.-P.; Jack, D.; Rosas-Portilla, F.; Fridlund, M.; Schmitt, JHMM (2023-06-01)、「2019 年の γ Per 日食における拡張された G 型巨星彩層発見」、Astronomy & Astrophysics、674 : A162、Bibcode :2023A&A...674A.162D、doi :10.1051/0004-6361/202245241、hdl : 1887/3717498、ISSN 0004-6361
- ^ マクウィリアム、アンドリュー（1990年12月）、「671個のGK型巨星の高解像度分光調査」、天体物理学ジャーナル補足シリーズ、74：1075–1128、Bibcode：1990ApJS...74.1075M、doi：10.1086/191527
- ^ 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・ブックス・エクスプレイン・サイエンス、第3巻（第2版）、クーリエ・ドーバー・パブリケーションズ、p. 420、ISBN 0486236730
- ^ Pourbaix, D.; Boffin, HMJ (2003 年 2 月)、「分光連星のヒッパルコス中間天文データの再処理。II. 巨大成分を含むシステム」、天文学と天体物理学、398 (3): 1163–1177、arXiv : astro-ph/0211483、Bibcode :2003A&A...398.1163P、doi :10.1051/0004-6361:20021736、S2CID 12361870
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- ^ Malkov, O. Yu.; et al. (2006 年 2 月)、「食変光星カタログ」、天文学と天体物理学、446 (2): 785–789、Bibcode :2006A&A...446..785M、doi : 10.1051/0004-6361:20053137、hdl : 10995/73280
- ^ ab Ginestet, N.; Carquillat, JM (2002 年 12 月)、「複合スペクトルによる大規模な星の高温成分のスペクトル分類、および低温超巨星成分の絶対等級への影響」、The Astrophysical Journal Supplement Series、143 (2): 513–537、Bibcode :2002ApJS..143..513G、doi : 10.1086/342942
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- ^ Martin, C.; Mignard, F. (1998 年 2 月)、「ヒッパルコスによる天体測定連星の質量測定。II. 候補の選択と結果」、天文学と天体物理学、330 : 585–599、Bibcode :1998A&A...330..585M
- ^ Allende Prieto, C.; Lambert, DL (1999)、「進化計算との比較による近傍星の基本パラメータ：質量、半径、有効温度」、天文学と天体物理学、352：555–562、arXiv：0809.0359、Bibcode：1999A&A...352..555A、doi：10.1051/0004-6361/200811242、S2CID 14531031
- ^ 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. 331。ISBN 0-486-21079-0. 2012年9月4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 11 日 2012 年2 月 4 日にウェイバック マシンにアーカイブ