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| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 ( ICRS ) | |
|---|---|
| 星座 | サジッタ |
| 赤経 | 20時間14分03.7451秒[2] |
| 偏角 | +16° 43′ 35.053″ [2] |
| 見かけの等級 （V） | 8.9-9.8 [3] |
| 特徴 | |
| 進化段階 | AGB後 |
| スペクトル型 | G0Ib-G8Ib [3] |
| U−B色指数 | +0.1-+0.9 [4] |
| B−V色指数 | +0.75-+1.3 [4] |
| 変数型 | RVb [3] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | +8.3 [5] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: −2.180 [6] マス/年 12 月: −4.818 [6] マス/年 |
| 視差（π） | 0.4030 ± 0.0457 マス[6] |
| 距離 | 約8,100 光年 （約2,500 パーセク） |
| 絶対等級 (M V ) | –3.505 [7] |
| 詳細 | |
| 質量 | 0.81 [7] メートル☉ |
| 半径 | 61.2+12.5 −9.9 [ 7 ] R☉ |
| 明るさ | 2,329+744 −638 [ 7] L☉ |
| 表面重力（log g） | -0.5-0.0 [3] cgs |
| 温度 | 5,100 [7] (4,250-5,750 [3] ) K |
| 金属度[Fe/H] | -0.50 [3] [8] デックス |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
R Sagittaeは、やぎ座にあるRV おうし座変光星で、70.77 日で 8.0 等から 10.5 等まで変化します。これは、AGB以降の低質量黄色超巨星で、脈動しながらスペクトル型 G0Ib と G8Ib の間で変化します。変光星の名称「R」は、この星座で変光星として発見された最初の星であることを示しています。1859 年にジョセフ・バクセンデルによって発見されましたが、RV おうし座変光星が 1905 年に独自のクラスとして特定されるまでは、半規則変光星として分類されていました。[9]
R 型サジタエは、深い極小期と浅い極小期が交互に現れる特徴的な規則的な変動のため、RV 型タウリ変光星に分類されます。周期は、通常、2 つの深い極小期の間の時間として引用され、基本的な脈動モードです。浅い極小期は、第 1 倍音脈動の結果です。平均および最大等級が数年にわたってゆっくりと変化するため、RVb 型に分類されます。主周期も数十年にわたって変化します。[4] 質量は太陽の約 90% で、平均有効 (表面) 温度は約 5000 K です。[10]明るさは太陽の約 10,000 倍です。[3]ガイア衛星による視差測定では、距離は約 8,100 光年です。[6]
変光星観測者のデイビッド・レヴィは、アマチュア観測者が変光星の明るさの変化を観察するために週に一度観測することを推奨している。[11]
RV タウリ変光星は、もともと太陽に似ていたが、現在はその寿命の最終段階にあるポスト AGB 星である。惑星状星雲になる途中で外層を失い、セフェイド不安定帯を横切っている。スペクトルと明るさは超巨星に似ているが、古い低質量種族 II星である。大マゼラン雲の RV タウリ変光星の観測から、周期 - 色 - 明るさの関係が導き出されており、これはII 型セフェイド変光星の関係と密接に関連している。[12]
参考文献
- ^ 「ASAS All Star Catalogue」。全天自動調査。 2021年12月8日閲覧。
- ^ ab ホッグ、E.クズミン、A.アメリカ、バスティアン。ファブリキウス、C.クイモフ、Ｋ．リンデグレン、L.マカロフ、VV。ローザー、S. (1998)。 「TYCHOリファレンスカタログ」。天文学と天体物理学。335：L65。ビブコード:1998A&A...335L..65H。
- ^ abcdefg ゴンザレス、ギレルモ;ランバート、デビッド L.ギリダール、スネトラ (1997)。 「フィールド RV おうし座変数の存在量分析: EP こと座、DY オリオニス、AR 子羊座、および R いて座」。天体物理学ジャーナル。479 (1): 427–440。Bibcode :1997ApJ...479..427G。土井：10.1086/303852。
- ^ abc Zsoldos, E. (1993). 「黄色の半規則変光星の光度測定 - ヘルクレス座AC星、サジタエ座R星、およびヴルペキュラエ座V星」天文学と天体物理学. 268 :149.書誌コード:1993A&A...268..149Z.
- ^ ウィルソン、ラルフ・エルマー (1953)。「恒星の視線速度の総合カタログ」ワシントン:0。書誌コード:1953GCRV..C......0W。
- ^ abcd Brown, AGA ; et al. (Gaia collaboration) (2018年8月). 「Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties」. Astronomy & Astrophysics . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .VizieRのこのソースの Gaia DR2 レコード。
- ^ abcde ボディ、A.;キス、LL（2019）。 「ガイアDR2データから得た銀河RVおうし座星の物理的性質」。天体物理学ジャーナル。872 (1): 60.arXiv : 1901.01409。Bibcode :2019ApJ...872...60B。土井：10.3847/1538-4357/aafc24。S2CID 119099605。
- ^ Wahlgren, Glenn M. (1992). 「中解像度スペクトルによるRV Tauri変光星の金属量と光度」。天文学ジャーナル。104 :1174。Bibcode :1992AJ....104.1174W。doi : 10.1086 /116306。
- ^ Gerasimovič, BP (1929). 「半規則変光星の調査。VI. RVタウリ変光星の一般的研究」.ハーバード大学天文台サーキュラー. 341 : 1–15.書誌コード:1929HarCi.341....1G.
- ^ Stasińska, G.; Szczerba, R.; Schmidt, M.; Siódmiak, N. (2006). 「AGB 星における核合成のテストベッドとしてのポスト AGB 星」.天文学と天体物理学. 450 (2): 701–714. arXiv : astro-ph/0601504 . Bibcode :2006A&A...450..701S. doi :10.1051/0004-6361:20053553. S2CID 12040452.
- ^ レヴィ、デイビッド H. (1998)。変光星の観測：初心者のためのガイド。ケンブリッジ、イギリス：ケンブリッジ大学出版局。pp. 152–53。ISBN 978-0-521-62755-9。
- ^ Pollard, KR; Alcock, C.; Allsman, RA; Alves, D.; Axelrod, TS; Becker, AC; Bennett, DP; Cook, KH; Freeman, KC; Griest, K.; Lehner, MJ; Marshall, SL; Peterson, BA; Pratt, MR; Quinn, PJ; Sutherland, W.; Tomaney, A.; Welch, DL; MACHO コラボレーション (2000)。「マゼラン雲の RV Tauri 星とタイプ II セファイド -- MACHO データベースの結果」。脈動星研究における大規模調査の影響。203 : 89。Bibcode : 2000ASPC..203...89P。