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| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | ドラコ |
| 赤経 | 14時04分23.3500秒[1] |
| 偏角 | 64° 22′ 33.062″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 3.67 [2] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | A0IV + A1V [3] |
| U−B色指数 | −0.08 |
| B−V色指数 | −0.049 ± 0.005 [2] |
| 変数型 | マイア容疑者[4] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −13.0 km/s |
| 固有運動（μ） | RA: −56.34 [1] マス/年 12 月: 17.21 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 10.76 ± 0.17 マス[1] |
| 距離 | 303 ± 5 光年 (93 ± 1 個) |
| 絶対等級 (M V ) | −1.20 [5] |
| 軌道[3] | |
| 期間（P） | 51.417350 日 |
| 半長径(a) | 5.52マス |
| 偏心度（e） | 0.43 |
| 傾斜（i） | 85.4° |
| ノードの経度（Ω） | 252.6° |
| 近点期 （T ） | 2453498.8 ジャスト |
| 近点引数（ω） （二次） | 22.4° |
| 半振幅（K 1） （プライマリ） | 48.512 km/秒 |
| 半振幅（K 2） （二次） | 63.58 km/s |
| 詳細[3] | |
| α ドラコニス A アルファ ドラコニス A | |
| 質量 | 3.186 メートル☉ |
| 半径 | 4.932 ル☉ |
| 明るさ | 240 リットル☉ |
| 表面重力（log g） | 3.555 cgs |
| 温度 | 10225 キロ |
| 回転速度( v sin i ) | 25.4 km/秒 |
| 年 | 280 ミル |
| αドラコニスB アルファドラコニスB | |
| 質量 | 2.431 万☉ |
| 半径 | 2.326 ☉ |
| 明るさ | 47.5 リットル☉ |
| 表面重力（log g） | 4.090 CG |
| 温度 | 9930 キロ |
| 回転速度( v sin i ) | 168 km/s |
| 年 | 345 ミル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
トゥバン（/ ˈ θj uː b æ n / ） [6]は、バイエル名で りゅう座α星またはりゅう座α星とも呼ばれ、りゅう座の北半球にある連星系である。北半球の夜空では比較的目立たない恒星であるが、紀元前4千年紀から紀元前2千年紀にかけて北極星であったという歴史的に重要な星である。
ヨハン・バイエルはトゥバンにアルファという名称を与え、りゅう座で唯一の第二等級の星としたが、現在の見かけの等級は3.65であり、これはこの星座で最も明るい星であるりゅう座ガンマ星（エルタニン）の3.7倍暗いことを意味する。この星の現在の見かけの等級は2.24であるが、バイエルは第三等級に分類した。[7]
命名法
α Draconis（ラテン語表記ではAlpha Draconis）は、この星のバイエル名である。
トゥバンという伝統的な名前は、アラビア語のثعبان thuʿbān（「大きな蛇」（例えば、ニシキヘビや伝説の巨大な蛇））に由来しています。ドラゴンの尾やアディブ / ə ˈ d iː b /と呼ばれることもあります。[6] 2016年、国際天文学連合は星の名前に関する作業部会（WGSN）[8]を組織し、星の固有名をカタログ化して標準化しました。2016年7月のWGSNの最初の速報[9]には、WGSNによって承認された最初の2つのバッチの名前の表が含まれていました。この星にはトゥバンが含まれていました。現在、IAU星名カタログにそのように記載されています。[10]
中国語では、「紫微右垣」 ( ZƐ Wēi Yòu Yuán ) は紫禁城の右壁を意味し、りゅう座α星、りゅう座河童、りゅう座ラムダ、おおぐま座 24 座、らくだ座 43 座、αらくだ座、BK らくだ座からなる星群を指します。[11]したがって、アルファドラコニス自体の中国語名は紫微右垣一( ZƐ Wēi Yòu Yuán yī、英語: the First Star of Right Wall of Purple Forbidden Enclosure )、[12]右樞( Yòushō )を表し、意味右ピボット。[13]
可視性
観測条件が良ければ、トゥバンはおおぐま座の北斗七星（別名すき）との相対的な位置関係により、夜空で比較的簡単に見つけられます。この「北斗七星」の外側の 2 つの星が現代の北極星である北極星を指していることはよく知られていますが、内側の 2 つの星、フェクダとメグレズが、メグレズからわずか 15 度の弧にあるトゥバンを指していることはあまり知られていません。トゥバンは、光害のひどい地域 から観測できるほど明るくありません。
北極星
地球の自転軸の歳差運動により、トゥバンはタウ・ヘルクレス座に代わって北極星となった紀元前3942年から、ドラコ座カッパ座に取って代わられる紀元前1793年まで、北極に最も近い肉眼で見える恒星であった。トゥバンが北極に最も近づいたのは紀元前2830年で、このとき トゥバンと北極の距離は10分角未満であった。 [14]その後200年近く、天の北から1度以内の位置を保ち、最接近から900年後でも北極からわずか5度しか離れていなかった。トゥバンは紀元前1800年頃まで北極星と考えられていたが、その頃からはるかに明るいこぐま座ベータ星（コカブ）も北極に近づき始めた。
トゥバンは過去 4,800 年間に徐々に極から遠ざかっており、現在は赤緯64° 20′ 45.6″、赤経 14時04分33.58秒の位置に夜空に見えます。西暦 10,000 年までに極から 47° 近く離れた後、トゥバンは徐々に北天の極に向かって移動します。西暦 20,346 年には再び北極星となり、その年は赤緯が最大 88° 43′ 17.3″、赤経19時08分54.17秒に達します。[引用が必要]
バイナリシステム
トゥバンは単線スペクトル連星である。長い間、スペクトルでは主星しか検出できなかった。星の視線速度の変化は測定可能であり、この連星は51.4日のやや偏心した軌道を描いている。[3]伴星は主系列星で、主星よりわずかに低温で、スペクトル型はA1である。[3]
副星は海軍精密光学干渉計を用いた高空間分解能観測で検出された。副星は主星より1.8等級（700 nm ）暗く、6.2～2.6ミリ秒角の距離で検出された。[16]日食はトランジット系外惑星探査衛星（TESS）で得られたデータを使用して検出された。 [17]日食の存在により、トゥバンは食連星として知られる連星のクラスに分類される。[3]
プロパティ
トゥバンのスペクトル型はA0IIIで、温度とスペクトルはベガに似ているが、より明るく、より質量が大きい。A0III型のMKスペクトル標準として使用されている。[18]
トゥバンは主系列星ではなく、中心部の水素 融合が停止している。そのため、トゥバンは白色巨星となり、太陽の120倍の明るさを持つ。トゥバンは300光年離れており、その明るさは介在するガスや塵によってわずか0.003等級しか低下していない。[5]
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.
- ^ ab 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 Pavlovski, K.; Hummel, CA; Tkachenko, A.; Dervişoğlu, A.; Kayhan, C.; Zavala, RT; Hutter, DJ; Tycner, C.; Şahin, T.; Audenaert, J.; Baeyens, R.; Bodensteiner, J.; Bowman, DM; Gebruers, S.; Jannsen, NE; Mombarg, JSG (2022). 「明るい食連星りゅう座α星の構成要素の動的視差、物理的パラメータ、進化的状態」.天文学と天体物理学. 658 : A92. arXiv : 2111.03887 . Bibcode :2022A&A...658A..92P.土井：10.1051/0004-6361/202142292。S2CID 243847585。
- ^ Kallinger, T.; Iliev, I.; Lehmann, H.; Weiss, WW (2005). 「不可解なマイア候補星 α Draconis」.国際天文学連合紀要. 2004 : 848–852. Bibcode :2004IAUS..224..848K. doi : 10.1017/S1743921305009865 .
- ^ ab Murphy, Simon J.; Paunzen, Ernst (2017). 「Gaia による λ Boo 星の謎の考察」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 466 (1): 546. arXiv : 1612.01528 . Bibcode :2017MNRAS.466..546M. doi : 10.1093/mnras/stw3141 . S2CID 119328659.
- ^ ab クニッツシュ、ポール、スマート、ティム（2006年）。現代の星の名前の辞書：254の星の名前とその由来についての短いガイド（第2版）。マサチューセッツ州ケンブリッジ：スカイパブ。ISBN 978-1-931559-44-7。
- ^ ヨハン・バイエル (1603)。ウラノメトリア: Omnivm Asterismorvm Continens Schemata、Nova Methodo Delineata、Aereis Laminis Expressa。
- ^ 「IAU 星の名前に関するワーキンググループ (WGSN)」2016年5月22日閲覧。
- ^ 「IAU星名ワーキンググループ紀要第1号」（PDF） 。 2016年7月28日閲覧。
- ^ 「IAU 星名カタログ」。2016年7月28日閲覧。
- ^ (中国語) 中國星座神話、陳久金著。台灣書房出版有限公司発行、2005 年、ISBN 978-986-7332-25-7。
- ^ (中国語)香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表 2010 年 8 月 19 日に香港宇宙博物館のウェイバック マシンにアーカイブ。 2010 年 11 月 23 日に取得。
- ^ (中国語) English-Chinese Glossary of Chinese Star Regions, Asterisms and Star Name Archived 2010-08-10 at the Wayback Machine、香港宇宙博物館。2010-11-23 閲覧。
- ^ ムーア、パトリック（1998年）。オブザーバーの年。doi ： 10.1007 / 978-1-4471-3613-2。ISBN 978-3-540-76147-1。
- ^ 「MAST: Barbara A. Mikulski 宇宙望遠鏡アーカイブ」。宇宙望遠鏡科学研究所。 2022年10月16日閲覧。
- ^ Hutter, DJ; Zavala, RT; Tycner, C.; Benson, JA; Hummel, CA; Sanborn, J.; Franz, OG; Johnston, KJ (2016-11-01). 「光干渉法による明るい星の調査。I. スペクトル型 FK の星の多重性の探索」。天体物理学ジャーナル補足シリーズ。227 (1): 4。arXiv : 1609.05254。Bibcode : 2016ApJS..227 ....4H。doi : 10.3847 / 0067-0049 /227/1/ 4。ISSN 0067-0049。S2CID 118803592 。
- ^ Bedding, Timothy R.; Hey, Daniel R.; Murphy, Simon J. (2019-10-31). 「ドラゴンとの舞踏: TESS が、りゅう座α星が分離した食連星であることを明らかに」AAS 研究ノート. 3 (10): 163. arXiv : 1910.12449 . Bibcode :2019RNAAS...3..163B. doi : 10.3847/2515-5172/ab5112 . ISSN 2515-5172. S2CID 213224065.
- ^ Morgan, WW; Abt, Helmut A.; Tapscott, JW (1978). 「太陽より前の星の改訂版 MK スペクトル アトラス」.ウィリアムズ ベイ: イェークス天文台.書誌コード:1978rmsa.book.....M.
外部リンク
- ジム・ケーラーの星、イリノイ大学：トゥバン（アルファ・ドラコニス）
- NASA: 歳差運動の歴史
- Crystalinks: 春分点の歳差
