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| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | ペルセウス |
| 赤経 | 01時間43分39.63792秒[1] |
| 偏角 | 50° 41′ 19.4328″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 4.06 [2] (3.96 - 4.11 [3] ) |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | B2Vep [4] + sdO [5] |
| U−B色指数 | −0.92 [2] |
| B−V色指数 | −0.04 [2] |
| 変数型 | γCas [3] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | +0.80 [6] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: +24.59 [1] マス/年 12 月: -14.01 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 4.54 ± 0.20 mas [1] |
| 距離 | 720 ± 30 光年 (220 ± 10 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | −3.11 [7] |
| 軌道[7] [8] | |
| 期間（P） | 126.6731日 |
| 半長径(a) | 5.89 マス |
| 傾斜（i） | 77.6° |
| ノードの経度（Ω） | 295.7° |
| 近点期 （T ） | 2456110.03 |
| 半振幅（K 1） （プライマリ） | 9.97 km/秒 |
| 半振幅（K 2） （二次） | 81.3 km/s |
| 詳細 | |
| あ | |
| 質量 | 9.6 [9] メートル☉ |
| 半径 | 5.5 - 8.0 [7] R ☉ |
| 明るさ | 14,454 [9] L ☉ |
| 表面重力（log g） | 4.46 [10] グラフ |
| 温度 | 29,300 [9] K |
| 回転速度( v sin i ) | 440 [10] km/s |
| B | |
| 質量 | 1.14 [11] ム☉ |
| 半径 | 1.3 [ 11 ] R☉ |
| 明るさ | 6,310 [9] L ☉ |
| 表面重力（log g） | 4.2 [9] CG |
| 温度 | 53,000 [11] K |
| 年 | 57 ± 9 [9] ミル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
ペルセウス座ファイ星（ファイ・パー、φペルセイ、φペル）は、ペルセウス座にあるB2Vep型の4等星で、地球から約720光年離れた場所にあります。
システム
ペルセウス座ファイ星は、 B2型の青色主系列主星と高温の準矮星の副星からなる分光連星である。この2つの星の公転周期は217日で、約200 R ☉離れている。[9] ペルセウス座ファイ星は暴走星であり、その空間速度をシステムのモデル年齢（5700万年）で逆方向に外挿すると、ペルセウス座アルファ星団内に位置する。[5]
主星は、投影された赤道速度で急速に回転し、440 km/s。自転が速いため、主星の極半径は約 5.5 R ☉、赤道半径は約 8.0 R ☉です。有効温度はほぼ30,000 Kで、その光度は太陽の約 15,000 倍である。高速で回転する恒星は、恒星周円盤に囲まれている。連星軌道、主星の自転、円盤はすべて、ほぼ真横から見える。食はないが、このシステムのモデルは、円盤が主星をかなり隠していることを示している。[5] 主星は 3.8 M ☉ の星として形成され、伴星から物質が降着している。[9]
伴星もO型の準矮星で、主星よりも高温だが、小さく質量も小さい。7 M ☉ の星の中心核で、主系列から膨張するにつれて外層が剥ぎ取られたのではないかと考えられている。その明るさは、通常の1.2 M ☉ ヘリウム星として予想されるよりも高く 、ヘリウム殻燃焼に進化した可能性があることを示唆している。[9] 準矮星のボロメータ光度は主星の約半分であるが、放射のほとんどは紫外線であり、可視波長では主星の約3%の明るさしかない。[5]
変動性
ペルセウス座ファイ星は、明るさとスペクトルに急速な変化と長期的な変化の両方がある変光星です。変化は毎日の時間スケールで発生し、主星の自転と関係がある可能性があります。副星に起因する変化は、比較的暗いため検出が困難です。深い減光を含むより遅い変化も見られます。変化の一部は軌道周期に対応している可能性があり、ガス流またはホットスポットの食である可能性がありますが、時折発生する深い減光は特定の軌道位相と一致しません。この変化は、爆発と不規則な減光を伴うカシオペヤ座γ型シェル星に分類されます。 [12]
ネーミング
フラムスティードはプトレマイオスに倣い、ペルセウス座φ星をアンドロメダ座にあるものとし、アンドロメダ座54番星と命名 した。この星はペルセウス座の主な星々からは離れているが、正式な境界内にある。[13]
中国語では、天の大将軍を意味する天大將軍( Tiān Dà Jiāng Jōn )は、 φ Persei 、 γ Andromedae、51 Andromedae、49 Andromedae、χ Andromedae、υ Andromedae、τ Andromedae、56 Andromedae、β Trianguliで構成されるアステリズムを指します。 、γ 三角とδ 三角。したがって、φ Persei 自体の中国語名は、天大將軍二( Tiān Dà Jiāng Jōn èr、英語: the Second Star of Heaven's Great General .) です。[14]
参考文献
- ^ abcde 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
- ^ abc 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 . Bibcode :2002yCat.2237....0D.
- ^ ab Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). 「VizieR オンラインデータカタログ: 変光星の総合カタログ (Samus+ 2007-2013)」。VizieR オンラインデータカタログ: B/GCVS。 初版: 2009yCat....102025S . 1 . Bibcode :2009yCat....102025S。
- ^ Hoffleit, D.; Warren, WH (1995). 「VizieR オンライン データ カタログ: Bright Star Catalogue、第 5 版 (Hoffleit+、1991)」。VizieR オンライン データ カタログ: V/50。初版: 1964BS....C......0H . 5050 . Bibcode :1995yCat.5050....0H。
- ^ abcd ムラール D.;モニエ、法廷博士。メイランド、A.ギース、D.ミラー、F.ベニスティ、M.チェ、X。グランドストローム、ED;リジ、R.シェーファー、G.バロン、F.クラウス、Ｓ．趙、M.ペドレッティ、E.ベリオ、P.クラウス、JM。ナルデット、N.ペロー、K.スパン、A.急な。;タロン・ボスク、I.マカリスター、H.テン・ブランメラール、T.リッジウェイ、ST;スターマン、J.スターマン、Ｌ．ターナー、N.ファリントン、C. (2015)。 「Be+sdO 連星 ϕ Persei のスペクトルおよび空間イメージング」。天文学と天体物理学。577 : A51. arXiv : 1503.03423 . Bibcode :2015A&A...577A..51M. doi : 10.1051/0004-6361/201425141 . S2CID 16766856.
- ^ Wilson, RE (1953) .「恒星の視線速度の総合カタログ」。カーネギー研究所ワシントン DC 出版。カーネギー科学研究所。Bibcode :1953GCRV..C......0W。LCCN 54001336 。
- ^ abc ギーズ、ダグラス R.;バニョーロ、ウィリアム G.フェラーラ、エリザベス C.ケイ、アンソニー・B.セイラー、ミシェル L.ペニー、ローラ R.ピーターズ、ジェラルディン J. (1998)。 「ハッブル宇宙望遠鏡ゴダード高解像度分光器によるBe + sdO連星φペルセイ観測」。天体物理学ジャーナル。493 (1): 440–450。ビブコード:1998ApJ...493..440G。土井：10.1086/305113。S2CID 121635926。
- ^ abcdefghi Schootemeijer, A.; Götberg, Y.; De Mink, SE; Gies, D.; Zapartas, E. (2018). 「sdO+Be 連星系 φ Persei の進化状態から得られる、ストリップエンベロープ星の希少性に関する手がかり」.天文学と天体物理学. 615 : A30. arXiv : 1803.02379 . Bibcode :2018A&A...615A..30S. doi :10.1051/0004-6361/201731194. S2CID 59471417.
- ^ ab Zorec, J.; Frémat, Y.; Domiciano De Souza, A.; Royer, F.; Cidale, L.; Hubert, A.-M.; Semaan, T.; Martayan, C.; Cochetti, YR; Arias, ML; Aidelman, Y.; Stee, P. (2017). 「Be 型星の回転速度分布に関する批判的研究」.天文学と天体物理学. 595 : A132. arXiv : 1702.07684 . Bibcode :2016A&A...595A.132Z. doi :10.1051/0004-6361/201628760.
- ^ abc クルティチカ、J.;クバット、J.クルチコヴァ、I. (2016)。 「亜光度の熱い星の恒星風モデル」。天文学と天体物理学。593 : A101. arXiv : 1607.04445。ビブコード:2016A&A...593A.101K。土井：10.1051/0004-6361/201628433。S2CID 118390374。
- ^ ab Božić, H.; Harmanec, P.; Horn, J.; Koubský, P.; Scholz, G.; McDavid, D.; Hubert, AM; Hubert, H. (1995年12月)。「B0.5IVe + sdO 連星 φ Persei の一貫したモデルに向けて」。天文学と天体物理学。304 : 235–257。
- ^ Wagman, M. (1987年8月). 「Flamsteed's Missing Stars」.天文学史ジャーナル. 18 (3): 212. Bibcode :1987JHA....18..209W. doi :10.1177/002182868701800305. S2CID 118445625.
- ^ (中国語) AEEA (天文学における展示と教育の活動) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 10 日 2011 年 7 月 16 日にウェイバック マシンにアーカイブ
外部リンク
- HST φパー連星系に関するプレスリリース