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ν2の位置を示すおとめ座の星図 | |
| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | ループス |
| 赤経 | 15時間21分48.14991秒[1] |
| 偏角 | −48° 19′ 03.4699″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 5.7821 ± 0.0006 [2] |
| 特徴 | |
| 進化段階 | 主系列 |
| スペクトル型 | G4V [3] |
| U−B色指数 | 0.05 [4] |
| B−V色指数 | 0.639 ± 0.003 [2] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −68.78 ± 0.12 [1] km/s |
| 固有運動（μ） | ラ: −1 623 .275 ± 0.061 マス/年[1] 12 月: −275.548 ± 0.072 マス/年[1] |
| 視差（π） | 67.8467 ± 0.0601 マス[1] |
| 距離 | 48.07 ± 0.04 光年 (14.74 ± 0.01 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 4.80 [5] |
| 詳細 | |
| 質量 | 0.876+0.026 −0.032[3] マ☉ |
| 半径 | 1.054 ± 0.014 [3 ] R☉ |
| 明るさ | 1.038 ± 0.059 [ 6] L☉ |
| 表面重力（log g） | 4.39 ± 0.11 [6] cgs |
| 温度 | 5664 ± 61 [6] K |
| 金属度[Fe/H] | −0.34 ± 0.04 [3] デックス |
| 回転 | 23.8±3.1日[6] |
| 回転速度( v sin i ) | 2.0 ± 0.5 [7] km/s |
| 年 | 11.7+2.1 −2.3[3] ギア |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
うるう座2番星（ν2 Lupi ）は、地球から48光年離れたおとめ座に位置する6等級 のG型主系列星です。この星の物理的特性は太陽に似ていますが、うるう座2番星は太陽よりもかなり古い星です。
プロパティ
Nu 2 Lupi は明るい星で、観測条件が良ければ肉眼でかろうじて観測でき、おとめ座の底部、ノルマ座との境界近く、銀河面近くに位置しています。
Nu 2 Lupi は、年間 1.6 秒角以上という特に大きな固有運動をしています。これは、この星が近くにあることを示しており、これは、前世紀に地球上で行われた視差測定によって確認されています。たとえば、グリーゼ近傍星カタログでは、63.1 ± 7.8 ミリ秒角が測定されています。宇宙でのヒッパルコス視差ははるかに正確で、67.51 ± 0.39 ミリ秒角であり、距離は 48.3 ± 0.3光年となります。これにより、Nu 2 Lupi は太陽に最も近い G 型主系列星の 1 つになります。2023 年現在[アップデート]、最も視差が大きいのはガイアDR3から67.8467 ± 0.0601ミリ秒角、距離に相当48.07 ± 0.04光年。[1]
いささか意外なことに、Nu 2 Lupi は -68.7 km/s という大きな視線速度も持っています。その大きな固有運動と合わせると、この星が銀河内を太陽よりもはるかに速く動いていることは明らかです。これは、この星がより古く、より速く動く恒星団の一員であることを示しており、このことは、Nu 2 Lupi が厚い円盤星の運動学を示すトゥームレ図上の位置によって確認されています。[8]これは、Nu 2 Lupi が太陽よりもかなり古いことを意味し、分光学的パラメータによって裏付けられています。この星の鉄のスペクトル線の深さは、鉄の存在量が -0.34 ± 0.01 dex であることを示唆しており、これは太陽の鉄の存在量の 46 ± 1% に相当し、厚い円盤星の典型的な値です。同様に、この星の表面重力は log 4.39 ± 0.11 g で、主系列の G 型星の典型的な値よりもやや低く、緩やかな進化を示しています。これを分光学的に導き出された質量 0.87 ± 0.03 M ☉と合わせると、年齢は約 123 億年となり、太陽年齢の 2 倍を超えます。したがって、Nu 2 Lupi は太陽系内で最も古い星の 1 つであると考えられます。[6] [9] [10] [11]
惑星系
2011年9月12日、HARPS分光器のデータを使用して、 3つの低質量惑星がプレプリントで発表されました。[13]これら3つの惑星は、2011年9月に発見された約70個の惑星のうちの1つであり、1990年代初頭に始まった太陽系外惑星の時代において、その時点までのどの月よりも最多でした。これらの惑星の確認は、2019年に天文学と天体物理学に掲載されました。 [14] 2つの内惑星も2020年にトランジット法を使用して検出され、それらの質量と半径を正確に決定することができました。[12] 2021年には、惑星dもCHEOPSの観測を使用してトランジットすることが判明し、その質量と半径を決定することができました。[6] CHEOPSによるさらなるトランジット観測により、惑星のパラメータを改良し、惑星dの周りの太陽系外衛星の兆候を探しましたが、衛星の証拠は見つかりませんでした。[3]
最も内側の惑星は質量が地球の約5倍でスーパーアースの領域に属し、 2020年に密度が7.8 g/cm 3で大部分が岩石であることが確認された。 [12]外側の2つの惑星はスーパーアースと海王星質量惑星の境界にまたがっているため、主に岩石組成である可能性は低い。密度が3.5 g/cm 3の中央の惑星Nu2 Lupi cは、大きなガス外層を持つと予想される。[12] 3つの惑星はすべて0.5 AU以内を周回しており、液体の水を維持するには高温すぎる可能性がある。
このシステムのデブリディスクに関する最新の観測は、2006年にスピッツァー望遠鏡によって発表されたもので、塵や微惑星による星の光の散乱を示す赤外線の過剰を探索したものであったが、赤外線の過剰は検出されなかった。[15]
参照
参考文献
- ^ abcdef 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。
- ^ ab van Leeuwen, F. (2007). 「新しいヒッパルコス還元の検証」.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.ヴィジエカタログエントリ
- ^ abcdefgh Ehrenreich, D.; Delrez, L.; et al. (2023年2月). 「A full transit of ν2 Lupi d and the search for an exomoon in its Hill sphere with CHEOPS」.天文学と天体物理学. 671 : A154. arXiv : 2302.01853 . Bibcode :2023A&A...671A.154E. doi :10.1051/0004-6361/202244790. S2CID 256598325.
- ^ Ducati, JR (2002). 「VizieR オンライン データ カタログ: ジョンソンの 11 色システムによる恒星測光カタログ」CDS /ADC 電子カタログ コレクション2237 :0. Bibcode :2002yCat.2237....0D.
- ^ 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.
- ^ abcdef Delrez, Laetitia; Ehrenreich, David; et al. (2021). 「CHEOPS による長周期揮発性物質に富むスーパーアース ν2 Lupi d の通過検出」。Nature Astronomy . 5 (8): 775–787. arXiv : 2106.14491 . Bibcode :2021NatAs...5..775D. doi :10.1038/s41550-021-01381-5. ISSN 2397-3366. S2CID 235658761.
- ^ Valenti, JA; Fischer, DA (2005). 「低温星の分光特性 (SPOCS). I. ケック、リック、AAT 惑星探索プログラムによる 1040 個の F、G、K 型矮星」.アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ. 159 (1): 141–166. Bibcode :2005ApJS..159..141V. doi : 10.1086/430500 .
- ^ Ecuvillon, A.; et al. (2007). 「惑星ホスト星の運動学と太陽近傍の力学的流れとの関係」.天文学と天体物理学. 461 (1): 171–182. arXiv : astro-ph/0608669 . Bibcode :2007A&A...461..171E. doi :10.1051/0004-6361:20065872. S2CID 16935788.
- ^ 武田 玄也; et al. (2007). 「惑星を持つ近傍恒星の構造と進化。II. SPOCSカタログの低温恒星約1000個の物理的特性」。天体物理学ジャーナル補足シリーズ。168 (2): 297–318。arXiv : astro-ph/0607235。Bibcode : 2007ApJS..168..297T。doi :10.1086/509763。S2CID 18775378 。
- ^ Sousa, SG; et al. (2008年8月). 「HARPS GTO惑星探索プログラムにおける451個の恒星の分光パラメータ。恒星[Fe/H]と太陽系外海王星の頻度」.天文学と天体物理学. 487 (1): 373–381. arXiv : 0805.4826 . Bibcode :2008A&A...487..373S. doi :10.1051/0004-6361:200809698. S2CID 18173201.
- ^ Lovis, C.; et al. (2011). 「HARPS による南半球系外惑星の探査。XXXI. 太陽型恒星の磁気活動サイクル：統計と精密視線速度への影響」。arXiv : 1107.5325 [astro-ph.SR]。
- ^ abcd Kane, Stephen R.; et al. (2020)、「肉眼で見える恒星を周回する既知の惑星の通過」、The Astronomical Journal、160 (3): 129、arXiv : 2007.10995、Bibcode :2020AJ....160..129K、doi : 10.3847/1538-3881/aba835、S2CID 220686518
- ^ Mayor, M.; et al. (2011). 「HARPSによる南半球系外惑星の探索 XXXIV. スーパーアースおよび海王星質量惑星の発生、質量分布、軌道特性」. arXiv : 1109.2497 [astro-ph.EP].
- ^ Udry, S.; Dumusque, X.; et al. (2019年2月). 「HARPSによる南半球系外惑星の探索。XLIV. 20個の超地球質量および海王星質量の伴星を擁する8つのHARPS多惑星系」.天文学と天体物理学. 622 : A37. arXiv : 1705.05153 . Bibcode :2019A&A...622A..37U. doi :10.1051/0004-6361/201731173. S2CID 119095511.
- ^ Wyatt, MC; et al. (2012). 「61 Vir の Herschel 画像: 低質量惑星系におけるデブリの蔓延への影響」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 424 (2): 1206–1223. arXiv : 1206.2370 . Bibcode :2012MNRAS.424.1206W. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21298.x . S2CID 54056835.Beichman et al. 2006を引用
外部リンク
- 「Nu2ルピ」。ソルステーション。2013 年5 月 10 日に取得。
- 「Nu-2 Lupi (HIP 75181)」。アッシュランド天文学スタジオ。 2013年5月10日閲覧。
