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| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 ( ICRS ) | |
|---|---|
| 星座 | ヘビ |
| 赤経 | 15時間50分17.54635秒[1] |
| 偏角 | +02° 11′ 47.4362″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | +5.22 [2] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | G8III [3] |
| U−B色指数 | +0.805 [2] |
| B−V色指数 | +1.02 [2] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −3.11 ± 0.08 [4] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: +29.15 [1] マス/年 12 月: -47.31 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 11.93 ± 0.28 mas [1] |
| 距離 | 273 ± 6 光年 (84 ± 2 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | +0.49 [3] |
| 詳細[4] | |
| 質量 | 1.20 ± 0.24 メートル☉ |
| 半径 | 10.48 ± 0.52 ☉ |
| 明るさ | 69 リットル☉ |
| 表面重力（log g） | 2.88 ± 0.03 グラム |
| 温度 | 4,797 ± 16 キロ |
| 金属度[Fe/H] | −0.26 ± 0.02 敏捷性 |
| 回転速度( v sin i ) | 0.99 ± 0.98 km/秒 |
| 年 | 3.94 ± 2.16 ギガ |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
オメガセルペンティス（ω Ser、ω Serpentis）は、赤道星座のへび座のへびつかい座の頭にある孤立星[6] である。肉眼で見ることができ、見かけの視等級は+5.22 である。[2]地球から見た年間視差シフト11.93 マスに基づくと、太陽から約 273光年離れた場所にある 。その距離では、星間塵の影響で視等級は0.19 の減光係数で減少する。[4]これは、おおぐま座流星群の一員であり、宇宙空間をほぼ共通の方向に移動するこの移動する恒星群の外側部分、つまりコロナの中に位置している。[7]
オメガ・セルペンティスは、推定年齢が約40億年で、[4]進化した G型 巨星であり、恒星分類はG8 IIIです。[ 3]赤色巨星であり、中心核でヘリウムの核融合によってエネルギーを生成しています。[8]この星は、推定で太陽の120%の質量を持ちますが、半径は太陽の10.48倍にまで拡大しています。有効温度は4,797 Kで、光球から太陽の69倍の明るさを放射しています。[4]
惑星系
岡山惑星探索プログラムによる2001年から2003年にかけての観測では、オメガ・セルペンティスは周期的な視線速度変動を起こしており、その周期は暫定的に312.3日と推定されている。[9] 2005年のこの発表に続いて、ケプラーの軌道をたどる惑星によって最もよく説明されるさらなる観測が行われ、2013年に惑星の存在が確認された。[3]この伴星の推定軌道周期は277日、軌道長半径は1.1 AU、離心率は0.1である。[3]
軌道傾斜角が不明であるため、惑星の質量の下限値しか決定できない。この天体は木星の少なくとも170%の質量を持つ。しかし、これらの長半径と惑星質量の値は、採用された恒星質量が太陽の質量の2.17倍であることを前提としている。[3] Jofréらによる最近の結果（2015年）では、恒星質量の下限値が1.20太陽質量と推定されている。[4]
参考文献
- ^ abcde 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。
- ^ abcd Mermilliod, J.-C. (1986)、「UBV に変換された Eggen の UBV データのコンパイル (未発表)」、Eggen の UBV データ カタログ、Bibcode :1986EgUBV.......0M。
- ^ abcdefg 佐藤文栄;大宮正志；原川 裕樹リュー、ユ・ジュアン。他。 (2013 年 8 月)、「Planetary Companions to Three Evolved Intermediate-Mass Stars: HD 2952、HD 120084、および omega Serpentis」、日本天文学会出版物、65 (4): 12、arXiv : 1304.4328、Bibcode :2013PASJ...65...85S、ドイ:10.1093/pasj/65.4.85、S2CID 119248666、85。
- ^ abcdef Jofré, E.; et al. (2015)、「惑星の有無にかかわらず進化した223個の恒星の恒星パラメータと化学量論」、Astronomy & Astrophysics、574 : A50、arXiv : 1410.6422、Bibcode :2015A&A...574A..50J、doi :10.1051/0004-6361/201424474、S2CID 53666931、A50。
- ^ “おめせり”。シンバッド。ストラスブール天文学センター。2017 年 3 月 23 日に取得。
- ^ Eggleton, PP; Tokovinin, AA (2008年9月)、「明るい恒星系間の多重度カタログ」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、389 (2): 869–879、arXiv : 0806.2878、Bibcode :2008MNRAS.389..869E、doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x、S2CID 14878976。
- ^ Chupina, NV; et al. (2006年6月)、「単一星の固有運動と視線速度を使用して発見されたUrsa Majorフローのコロナの運動構造」、天文学と天体物理学、451 (3): 909–916、Bibcode :2006A&A...451..909C、doi : 10.1051/0004-6361:20054009。
- ^ Puzeras, E.; et al. (2010年10月)、「銀河系内の赤色銀河団星の高解像度分光研究：鉄族元素」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、408 (2): 1225–1232、arXiv : 1006.3857、Bibcode :2010MNRAS.408.1225P、doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17195.x、S2CID 44228180。
- ^ 佐藤文栄、他 (2005年2月)、「G型巨星の視線速度変動：岡山惑星探索計画の最初の3年間」、日本天文学会誌、57 (1): 97–107、Bibcode :2005PASJ...57...97S、doi : 10.1093/pasj/57.1.97。