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| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 ( ICRS ) | |
|---|---|
| 星座 | クレーター |
| 赤経 | 11時間38分40.01668秒[1] |
| 偏角 | −13° 12′ 06.9963″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 5.48 [2] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | F6.5V [3] |
| B−V色指数 | +0.52 [2] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −26.6 ± 0.3 [4] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: +99.52 [1] マス/年 12 月: +125.99 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 37.41 ± 0.30 mas [1] |
| 距離 | 87.2 ± 0.7 光年 (26.7 ± 0.2 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | +3.33 [5] |
| 詳細 | |
| ι クリットA | |
| 質量 | 1.19+0.06 −0.02[6] マ☉ |
| 表面重力（log g） | 4.27 ± 0.03 [7] cgs |
| 温度 | 6,230 ± 21 [7] K |
| 金属度[Fe/H] | −0.15 ± 0.01 [7] デックス |
| 年 | 4.45+0.32 −0.94[6] ギア |
| ι クリット B | |
| 質量 | 0.57 [8] 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 |
イオタ・クラテリス（ιクラテリス）は、南の星座クレーターにある連星[10]のバイエル名である。肉眼でかすかに見える見かけの等級は5.48である。[2]ボートルの等級によれば、これは夜間に郊外の空から見ることができることを意味する。年間視差は37.41 ミリ秒であり、[1]イオタ・クラテリスは太陽から87光年離れたところに位置している 。
これは天文連星系で、推定公転周期は約 79,000 年です。[10]主星である A 成分は、F 型主系列星で、恒星分類は F6.5 V です。[3]中心核領域で水素の熱核融合反応によってエネルギーを生成しています。年齢は約 44.5億歳で [6]、質量は太陽の 119 倍です。この星は、有効温度6,230 Kで、外層大気からエネルギーを放射しています。[7]
伴星であるB成分は赤色矮星で、おそらくM3に分類されるが、質量推定値は太陽の0.57倍であり、M0クラスの星とより一致する。[8] 2014年時点で、この等級11.0の星は、位置角248°に沿って1.10秒角の 角度分離を有していた。 [11]投影された分離は25 AUであり、[8]これは、主星から少なくともこの距離離れた位置にあることを意味する。
参考文献
- ^ abcdef van Leeuwen, F. (2007)、「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。
- ^ abc Corben, PM; Stoy, RH (1968)、「明るい南の星の光電等級と色」、Monthly Notes of the Astronomical Society of Southern Africa、27 :11、Bibcode :1968MNSSA..27...11C。
- ^ ab Gray, RO; et al. (2006年7月)、「近傍星(NStars)プロジェクトへの貢献: 40 pc以内のM0より前の星の分光法-南部サンプル」、The Astronomical Journal、132 (1): 161–170、arXiv : astro-ph/0603770、Bibcode :2006AJ....132..161G、doi :10.1086/504637、S2CID 119476992。
- ^ de Bruijne, JHJ; Eilers, A.-C. (2012 年 10 月)、「HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion プロジェクトの視線速度」、Astronomy & Astrophysics、546 : 14、arXiv : 1208.3048、Bibcode :2012A&A...546A..61D、doi :10.1051/0004-6361/201219219、S2CID 59451347、A61。
- ^ Lambert, David L.; Reddy, Bacham E. (2004年4月)、「局所薄円盤星のリチウム存在量」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、349 (2): 757−767、arXiv : astro-ph/0401259、Bibcode :2004MNRAS.349..757L、doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07557.x、S2CID 118931004。
- ^ abcd Ramírez, I.; et al. (2012年9月)、「近傍のFGK矮星および準巨星のリチウム存在量：内部破壊、銀河化学進化、および太陽系外惑星」、The Astrophysical Journal、756 (1): 46、arXiv : 1207.0499、Bibcode :2012ApJ...756...46R、doi :10.1088/0004-637X/756/1/46、S2CID 119199829。
- ^ abcd Adibekyan, V.; et al. (2016年8月)、「銀河の誕生場所が異なる星の凝縮温度による存在量の傾向」、Astronomy & Astrophysics、592 :12、arXiv : 1606.04714、Bibcode :2016A&A...592A..87A、doi :10.1051/0004-6361/201628883、S2CID 56256991、A87。
- ^ abc Ehrenreich, D.; et al. (2010年11月)、「南半球のA型およびF型星に近い伴星の深赤外線画像化」、Astronomy and Astrophysics、523 :41、arXiv : 1007.0002、Bibcode :2010A&A...523A..73E、doi :10.1051/0004-6361/201014763、S2CID 54913363、A73。
- ^ "iot Crt -- Star"、SIMBAD 天文データベース、ストラスブール天文学センター、 2017 年 2 月 26 日取得。
- ^ ab Tokovinin, Andrei (2014)、「連星から多重星へ。II. F型およびG型矮星の階層的多重性」、The Astronomical Journal、147 (4): 14、arXiv : 1401.6827、Bibcode :2014AJ....147...87T、doi :10.1088/0004-6256/147/4/87、S2CID 56066740、87。
- ^ Mason, BD; et al. (2014)、「ワシントン視覚二重星カタログ」、The Astronomical Journal、122 (6): 3466–3471、Bibcode :2001AJ....122.3466M、doi : 10.1086/323920。