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| 観測データ エポックJ2000.0 春分J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | おおぐま座 |
| あ | |
| 赤経 | 10時間22分10.5619秒[1] |
| 偏角 | +41° 13′ 46.310″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 5.73 [2] |
| B | |
| 赤経 | 10時間22分14.8721秒[3] |
| 偏角 | +41° 14′ 26.514″ [3] |
| 特徴 | |
| 進化段階 | 主系列 |
| スペクトル型 | F7V [4]または F8IV [5] |
| B−V色指数 | 0.531 ± 0.003 [2] |
| 天体測量 | |
| あ | |
| 視線速度(R v ) | −4.35 ± 0.12 [2] km/s |
| 固有運動（μ） | ラ: −120.285(42) マス/年[1] 12月: −138.171(50) マス/年[1] |
| 視差（π） | 25.9334 ± 0.0436 マス[1] |
| 距離 | 125.8 ± 0.2 光年 (38.56 ± 0.06 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 2.83 [6] |
| B | |
| 固有運動（μ） | ラ: −119.215(647) マス/年[3] 12 月: −140.390(457) マス/年[3] |
| 視差（π） | 26.0070 ± 0.4713 マス[3] |
| 距離 | 125 ± 2 光年 (38.5 ± 0.7 pc ) |
| 詳細 | |
| あ | |
| 質量 | 1.37 ± 0.09 [7] メートル☉ |
| 半径 | 2.16+0.06 −0.01 [ 8] R☉ |
| 明るさ | 6.38 ± 0.02 [9 ] L☉ |
| 表面重力（log g） | 4.27 ± 0.05 [7] cgs |
| 温度 | 6,381 ± 43 [7] K |
| 金属度[Fe/H] | 0.30 ± 0.03 [7] デックス |
| 回転 | 約9日間[9] |
| 回転速度( v sin i ) | 9.3 [10] km/s |
| 年 | 8.4 [9] ギリシア |
| B | |
| 質量 | 0.076 [11] メートル☉ |
| その他の指定 | |
| A : HD 89744A | |
| B :ガイア DR3 804745827531820288、HD 89744B、2MASS J10221489+4114266 | |
| データベース参照 | |
| あ | |
| シンバド | データ |
| 太陽系外惑星アーカイブ | データ |
| アリンス | データ |
| B | |
| シンバド | データ |
HD 89744は北極星座のおおぐま座にある恒星で、明るい恒星南さそり座μUMaの真南約0.4°に位置している。 [13]この天体は黄白色の色合いをしており、肉眼ではぼんやりと見え、見かけの視等級は5.73である。[2]この恒星までの距離は視差法で測定されており、太陽から126光年離れている 。視線速度-4.4km/sで近づいてきている。 [2]この恒星を周回する 太陽系外惑星は2つ知られている。
HD 89744 は、さまざまな時期にF7V、[4] [14] F7IV-V、[15]および F8IV、[5] [2]という恒星分類が割り当てられており、準巨星分枝に進化しているF 型主系列星であることが示唆されています。年齢は約 84 [9] 億年で、彩層は不活発で[15] 、推定自転速度9.3 km/sで回転しています。 [10]この星は太陽の2.16 [8]倍の大きさで、半径は太陽の 1.4 [7]倍です。金属量の多い星で、太陽よりも重い元素が豊富に含まれています。この星は、有効温度6,381 K で、光球から太陽の6.4 [9]倍の明るさを放射しています。[7]
この星は、2006年にJ.ロペス・サンティアゴと共同研究者によってABドラダス移動グループのメンバーとして特定されました。[16]その後、その進化状態はメンバーシップと矛盾することが示されました。[17]
2001年には、微弱な共動星が、主星から63.1インチ離れている。 [18]これは、直線距離で2,456 AU（0.04 光年）に相当する。[11]伴星はB成分と指定され、質量がLクラス（約L0.5） [4]の 褐色矮星[18]である。~0.076 M ☉ . [11]
惑星系
2000年4月、フレッド・ローレンス・ホイップル天文台とリック天文台で行われた視線速度測定によって惑星が発見されました。[14]軌道パラメータは2006年と2007年に追加の測定を使用して更新されました。[19] [20] 2019年には、はるかに長い周期を持つ2番目の惑星が発見されました。[21]
参照
- 2000 年以前に発見された太陽系外惑星のリスト- HD 89744 b
参考文献
- ^ abcd 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。
- ^ abcdef Anderson, E.; Francis, Ch. (2012). 「XHIP: 拡張されたヒッパルコスのコンパイル」.天文学レター. 38 (5): 331. arXiv : 1108.4971 . Bibcode :2012AstL...38..331A. doi :10.1134/S1063773712050015. S2CID 119257644.
- ^ abcd 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。
- ^ abc Scholz, R. -D. (2016年3月). 「近くのF型星の見落とされた広い伴星」.天文学と天体物理学. 587 :8. arXiv : 1601.01896 . Bibcode :2016A&A...587A..51S. doi :10.1051/0004-6361/201527965. S2CID 118348424. A51.
- ^ ab Gray, RO; et al. (2006年7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」.天文学ジャーナル. 132 (1): 161–170. arXiv : astro-ph/0603770 . Bibcode :2006AJ....132..161G. doi :10.1086/504637. S2CID 119476992.
- ^ Pizzolato, N.; et al. (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 .
- ^ abcdef Sousa, SG; et al. (2018年11月). 「SWEET-Cat 更新。新しい均質分光パラメータ」.天文学と天体物理学. 620 : 13. arXiv : 1810.08108 . Bibcode :2018A&A...620A..58S. doi :10.1051/0004-6361/201833350. S2CID 119374557. A58.
- ^ ab Brown, AGA ; et al. (Gaia collaboration) (2018年8月). 「Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties」. Astronomy & Astrophysics . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .VizieRのこのソースの Gaia DR2 レコード。
- ^ abcde Metcalfe, Travis S.; Egeland, Ricky (2019年1月). 「古いフィールド星に対するジャイロクロノロジーの限界を理解する」. The Astrophysical Journal . 871 (1): 6. arXiv : 1811.11905 . Bibcode :2019ApJ...871...39M. doi : 10.3847/1538-4357/aaf575 . S2CID 119405127. 39.
- ^ ab Morris, Brett M.; et al. (2019年9月). 「活動的なG型およびK型星の恒星特性：星黒点と彩層活動の関係を探る」.天文学ジャーナル. 158 (3): 16. arXiv : 1907.00423 . Bibcode :2019AJ....158..101M. doi : 10.3847/1538-3881/ab2e04 . S2CID 195767281. 101.
- ^ abc Mugrauer, M.; et al. (2005). 「太陽系外惑星のホスト星の間にある4つの新しい広い連星」.天文学と天体物理学. 440 (3): 1051–1060. arXiv : astro-ph/0507101 . Bibcode : 2005A&A...440.1051M . doi : 10.1051/0004-6361:20042297 .
- ^ “HD 89744”.シンバッド。ストラスブール天文学センター。2019年10月14日に取得。
- ^ シノット、ロジャー W.; ペリーマン、マイケル AC (1997)。ミレニアム スター アトラス。第 2 巻。スカイ パブリッシング コーポレーションと欧州宇宙機関。p. 617。ISBN 0-933346-83-2。
- ^ ab Korzennik, Sylvain G.; et al. (2000). 「HD 89744 の高偏心低質量コンパニオン」.アストロフィジカルジャーナルレター. 533 (2): L147–L150. arXiv : astro-ph/0003045 . Bibcode : 2000ApJ...533L.147K . doi : 10.1086/312611 . PMID 10770711.
- ^ ab Wright, JT (2004 年 9 月). 「マウンダー極小期の星は存在するか?」.天文学ジャーナル. 128 (3): 1273–1278. arXiv : astro-ph/0406338 . Bibcode :2004AJ....128.1273W. doi :10.1086/423221. S2CID 118975831.
- ^ Lopez-Santiago, J.; et al. (2006). 「最も近い若い移動グループ」.アストロフィジカルジャーナル. 643 (2): 1160–1165. arXiv : astro-ph/0601573 . Bibcode : 2006ApJ...643.1160L . doi : 10.1086/503183 .
- ^ Schaefer, GH; et al. (2018-05-07). 「CHARAアレイで解像されたAB Dor移動グループ星」.アストロフィジカルジャーナル. 858 (2) 71. Bibcode : 2018ApJ...858...71S . doi : 10.3847/1538-4357/aaba71 .
- ^ ab Wilson, JC; et al. (2001年10月). 「2ミクロン全天調査による3つの広い間隔のL型矮星伴星：グリーゼ337C、グリーゼ618.1B、およびHD 89744B」。天文学ジャーナル。122 （ 4）：1989–2000。arXiv ： astro- ph / 0108424。Bibcode ： 2001AJ ....122.1989W。doi ：10.1086/323134。S2CID 17789028。
- ^ Butler, RP; et al. (2006). 「近傍太陽系外惑星カタログ」. The Astrophysical Journal . 646 (1): 505–522. arXiv : astro-ph/0607493 . Bibcode : 2006ApJ...646..505B . doi : 10.1086/504701 .
- ^ Wittenmyer, Robert A.; et al. (2007). 「高度に偏心した惑星系における追加惑星に対する力学的および観測的制約」.天文学ジャーナル. 134 (3): 1276–1284. arXiv : 0706.1962 . Bibcode : 2007AJ....134.1276W . doi : 10.1086/520880 .
- ^ ab Wittenmyer, Robert A.; et al. (2019). 「本当に偏心している - I. 8つの単一偏心惑星系を再考する」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 484 (4): 5859–5867. arXiv : 1901.08471 . Bibcode :2019MNRAS.484.5859W. doi : 10.1093/mnras/stz290 .