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| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | カシオペア |
| 赤経 | 01時間08分16.30295秒[1] |
| 偏角 | +54° 55′ 12.5612″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 5.159 [2] (5.14/11.45 [3] ) |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | G5Vb [4] + M4V [5] |
| U−B色指数 | +0.10 [6] |
| B−V色指数 | 0.695 ± 0.006 [5] |
| 変数型 | 疑わしい[7] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −98.3 [2] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: +3,468.251 [1] マス/年 12 月: -1,564.844 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 130.2881 ± 0.4348 マス[1] |
| 距離 | 25.03 ± 0.08 光年 (7.68 ± 0.03 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 5.78/11.6 [8] |
| 軌道[5] | |
| 仲間 | μCasB |
| 期間（P） | 21.568 ± 0.015 年 |
| 半長径(a) | 0.9985 ± 0.0013インチ |
| 偏心度（e） | 0.5885 ± 0.0011 |
| 傾斜（i） | 110.671 ± 0.064 ° |
| ノードの経度（Ω） | 223.868 ± 0.064 ° |
| 近点期 （T ） | 1,997.2235 ± 0.0067 |
| 近点引数（ω） （二次） | 330.37 ± 0.18 ° |
| 詳細[5] | |
| ああ | |
| 質量 | 0.7440 ± 0.0122 メートル☉ |
| 半径 | 0.789 ± 0.008 ☉ |
| 明るさ | 0.445 ± 0.005 L ☉ |
| 表面重力（log g） | 4.515 ± 0.011 cgs |
| 温度 | 5,306 ± 31 キロ |
| 金属度[Fe/H] | −0.81 ± 0.03 デックス |
| 回転速度( v sin i ) | 2.4 km/秒 |
| 年 | 12.7 ± 2.7 [5] 3.1 [2] 5.9 [9] ギガ |
| アブ | |
| 質量 | 0.1728 ± 0.0035 [ 5] M☉ |
| 半径 | 0.29 [3 ] R☉ |
| 明るさ | 0.0062 [3 ] L☉ |
| 温度 | 3,025 [3] キロ |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
カシオペヤ座ミュー星（ラテン語表記μ Cassiopeiae ）は、カシオペヤ座にある連星系である。この星系はカシオペヤ座シータ星とマルファク（ Marfak / ˈ m ɑːr f æ k /）という名前を共有しており、この名前は「肘」を意味するアル・マルフィク（Al Marfik）またはアル・ミルファク（Al Mirfaq、المرفق）に由来している。[10]肉眼ではぼんやりと光点として見え、見かけの視等級は5.16である。[2]この星系は視差に基づくと太陽から25光年の距離にあり 、-98 km/sという高い視線速度で近づいてきている。 [2]この星は西暦5200年頃にペルセウス座に移動する。 [11]
カシオペヤ座ミュー星はスペクトルクラスG5Vbの標準星として与えられているが[4]、しばしば準矮星と表現され、G5主系列星に期待される光度よりも低い光度を持っていることを意味する。[12]金属量、つまり重元素の豊富さは太陽の約6分の1である。[5]太陽よりもわずかに小さく、質量も小さく、光度も低い。[5]
これは最初に特定された高速星の一つです。[5]太陽を含む他の近くの星と比較して、このペアは天の川 銀河を167 km/sという比較的高速で移動しています。[5]これらは低金属の種族IIの星であり、銀河系円盤が最初に出現する前に形成されたと考えられています。
仲間
ワシントン二重星カタログには、カシオペヤ座ミュー星の目に見える伴星が5つ記載されている。すべて11等星より暗い遠方の背景天体である。これらのうち最も明るいものはB星としてカタログされているが、カシオペヤ座ミュー星の非常に高い固有運動により、B星からの距離はほぼ2倍になっている。現在、カシオペヤ座ミュー星に近い10等星より明るい星が2つあるが、それらも背景天体である。[13] 伴星CとDは互いに4秒角離れており、約10等級の連星系を形成している。4,000 光年離れている。[14] [15] カシオペヤ座ミュー星自体は天体測定学上の連星として知られており、見えない伴星の重力の影響により振動することが観測されている星であり、その伴星は現在では解明されている。[3]
1961年、アレゲニー天文台のニコラス・E・ワグマンが、この連星系の近接連星性を発見した。[16]それ以来、2つの星の軌道要素はかなり確立されている。2つの星は、半径7.61 AUで隔てられており、距離範囲は3.3-11.9 AUである。[17] 1966年、アメリカの天文学者ピーター・A・ウェインガーがキットピーク国立天文台の84インチ反射望遠鏡を使用して、初めて個々の構成要素を分解し、個々の質量の初期推定を可能にした。[18] 伴星は主星よりも6等級（330倍）以上暗く、赤色矮星、クラスM主系列または準矮星であると推定されている。[3]
参考文献
- ^ abcde Brown, AGA ; et al. (Gaia collaboration) (2021). 「Gaia Early Data Release 3: Summary of the Contents and survey properties」.天文学と天体物理学. 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID 227254300.(Erratum: doi :10.1051/0004-6361/202039657e) 。 VizieRにおけるこのソースの Gaia EDR3 レコード。
- ^ abcde Nordström, B.; et al. (2004年5月). 「太陽系近傍のジュネーブ-コペンハーゲン調査。約14,000個のF型およびG型矮星の年齢、金属量、運動学的特性」.天文学と天体物理学. 418 (3): 989–1019. arXiv : astro-ph/0405198 . Bibcode :2004A&A...418..989N. doi :10.1051/0004-6361:20035959. S2CID 11027621.
- ^ abcdef Drummond, Jack D; Christou, Julian C; Fugate , Robert Q (1995). 「ADS 9731 と MU Cassiopeiae の完全な適応光学画像: 軌道と質量」。天体物理学ジャーナル。450 :380。Bibcode : 1995ApJ ...450..380D。doi :10.1086/176148。
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