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| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | おおぐま座 |
| 赤経 | 09時間43分45.4705秒[1] |
| 偏角 | +55時間57分09.0667秒[1] |
| 見かけの等級 （V） | 7.90 [2] (7.75–8.48) |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | F8Vp + F8Vp [3] |
| U−B色指数 | +0.08 [2] |
| B−V色指数 | +0.66 [2] |
| 変数型 | W UMa |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −46 [4] km/s |
| 固有運動（μ） | ラ: 17.150 ± 0.049 [1] マス/年 12 月: −29.226 ± 0.050 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 19.2775 ± 0.0334 マス[1] |
| 距離 | 169.2 ± 0.3 光年 (51.87 ± 0.09 pc ) |
| 軌道[5] | |
| 期間（P） | 0.3336352(2) 日 |
| 半長径(a) | 2.443 R ☉ [6] |
| 傾斜（i） | 88.4 ± 0.8° |
| 詳細[5] | |
| W UMa A | |
| 質量 | 1.139 ± 0.019 メートル☉ |
| 半径 | 1.092 ± 0.016 ☉ |
| 明るさ | 1.557 ± 0.166 L ☉ |
| 温度 | 6450± 100K |
| 回転速度( v sin i ) | 144.40 ± 6.52 [7] km/s |
| W UMa B | |
| 質量 | 0.551 ± 0.006 メートル☉ |
| 半径 | 0.792 ± 0.015 ☉ |
| 明るさ | 0.978 ± 0.071 リットル☉ |
| 温度 | 6170 ± 21 キロ |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | ADS 7494ペア |
| W UMa | |
| ADS7494B について | |
W Ursae Majoris ( W UMa ) は、北の星座であるおおぐま座にある連星系の変光星の名称です。見かけの等級は約 7.9 で[2] 、肉眼では暗すぎます。しかし、小型の望遠鏡で見ることができます。[8]視差測定によると、地球から約 169光年(52 パーセク)の距離にあります 。[1]
1903年、ドイツの天文学者グスタフ・ミュラーとパウル・ケンプによって、この系の明るさが変化することが発見されました。それ以来、この系はおおぐま座W型変光星と呼ばれる変光星の原型となり、その名がつけられました。[10]この系は、周期0.3336日、つまり8時間26秒の円軌道を周回する2つの星で構成されています。 [5]軌道周期ごとに、それぞれの星がもう一方の星を覆い、その結果、等級が減少します。このペアの最大等級は7.75等級です。主星が食になると、純等級は0.73等級減少し、伴星が食になると、等級は0.68等級減少します。[11]
おおぐま座W星の2つの星は非常に接近しており、外殻が直接接触しているため、接触連星系となっている。その結果、これらは同じ星の分類であるF8Vpを持ち、これは水素の核融合によってエネルギーを生成する主系列星のスペクトルと一致する。しかし、主星の質量と半径は副星よりも大きく、太陽の1.14倍の質量と1.09倍の半径を持つ。副星の質量は太陽の0.55倍、半径は太陽の0.79倍である。[5]
この系の公転周期は1903年以来変化しており、これは質量移動または磁場のブレーキ効果の結果である可能性がある。恒星の表面には星黒点が観測され、強いX線放射が検出されており、これはW UMa変光星に共通する高レベルの磁気活動を示している。この磁気活動は、質量移動が発生するタイミングと大きさを制御する役割を果たしている可能性がある。[10]
W Ursae MajorisにはADS 7494Bという名称の12等星の伴星があるが、近接する食星の共星であるW UMa Bと混同しないように注意する必要がある。これらは宇宙空間を一緒に移動している可能性がある。[12]
参考文献
- ^ abcdef 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。
- ^ abcd Eggen, OJ (1963 年 9 月)、「228 ワイド二重および多重システムのコンポーネントの 3 色測光」、天文学ジャーナル、68 : 483–514、Bibcode :1963AJ.....68..483E、doi :10.1086/109000
- ^ ab "W UMa -- 分光バイナリ"、SIMBAD、ストラスブール天文学センター、 2012 年 1 月 12 日取得
- ^ 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」、カーネギー研究所ワシントン DC 出版、ワシントン: ワシントン カーネギー研究所、Bibcode :1953GCRV..C......0W
- ^ abcd Gazeas, K.; et al. (2021年2月). 「近接連星系の物理的パラメータ：VIII」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 501 (2): 2897–2919. arXiv : 2101.10680 . Bibcode :2021MNRAS.501.2897G. doi : 10.1093/mnras/staa3753 .
- ^ Gazeas, K.; Stȩpień, K. (2008 年 11 月)、「接触連星の角運動量と質量進化」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、390 (4): 1577–1586、arXiv : 0803.0212、Bibcode :2008MNRAS.390.1577G、doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13844.x、S2CID 14661232
- ^ White, Russel J.; Gabor, Jared M.; Hillenbrand, Lynne A. (2007 年 6 月)、「太陽より若い近傍星の高分散光学スペクトル」、The Astronomical Journal、133 (6): 2524–2536、arXiv : 0706.0542、Bibcode :2007AJ....133.2524W、doi :10.1086/514336、S2CID 122854
- ^ Sherrod, P. Clay; Koed, Thomas L. (2003)、アマチュア天文学の完全マニュアル：天文観測のためのツールとテクニック、天文学シリーズ、Courier Dover Publications、p. 9、ISBN 0-486-42820-6
- ^ 「MAST: Barbara A. Mikulski 宇宙望遠鏡アーカイブ」。宇宙望遠鏡科学研究所。 2021年12月8日閲覧。
- ^ ab Morgan, N.; Sauer, M.; Guinan, E. (1997)、「接触連星W Ursae Majorisの新しい光度曲線と周期研究」、変光星情報速報、4517 : 1、Bibcode :1997IBVS.4517....1M
- ^ Malkov, O. Yu.; et al. (2006 年 2 月)、「食変光星のカタログ」(PDF)、天文学と天体物理学、446 (2): 785–789、Bibcode :2006A&A...446..785M、doi : 10.1051/0004-6361:20053137
- ^ ルチンスキー、SM;ルー、W.-X. Shi, J. (1993 年 9 月)、「W UMa 型バイナリのスペクトル線拡大関数。III - W UMa」、Astronomical Journal、106 (3): 1174–1180、Bibcode :1993AJ....106.1174R、土井：10.1086/116716
外部リンク
- AAVSO シーズンの変光星、2010 年 1 月: W Ursae Majoris アーカイブ 2010-06-15 ウェイバック マシン