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| 観測データ エポックJ2000.0 春分J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | ドラド |
| ζ ドール A | |
| 赤経 | 05時間05分30.65618秒[1] |
| 偏角 | −57° 28′ 21.7289″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 4.708 [2] |
| ζ ドール B | |
| 赤経 | 05時間05分47.37235秒[3] |
| 偏角 | −57° 33′ 13.7974″ [3] |
| 見かけの等級 （V） | 8.932 [4] |
| 特徴 | |
| ζ ドール A | |
| スペクトル型 | F7V |
| B−V色指数 | 0.526 ± 0.011 |
| ζ ドール B | |
| スペクトル型 | K7V |
| B−V色指数 | 1.386 ± 0.012 |
| 天体測量 | |
| ζ ドール A | |
| 視線速度(R v ) | −1.15 ± 0.22 [1] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: −32.140 [1] マス/年 12 月: 117.417 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 86.0239 ± 0.1516 マス[1] |
| 距離 | 37.91 ± 0.07 光年 (11.62 ± 0.02 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 4.38 [5] |
| ζ ドール B | |
| 視線速度(R v ) | −0.88 ± 0.16 [3] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: −32.784 [3] マス/年 12 月: 119.633 [3] マス/年 |
| 視差（π） | 85.4852 ± 0.0254 マス[3] |
| 距離 | 38.15 ± 0.01 光年 (11.698 ± 0.003 pc ) |
| 詳細 | |
| ゼータ・ドールA | |
| 質量 | 1.07 [6] メートル☉ |
| 半径 | 1.07+0.02 −0.07 [ 1 ] R☉ |
| 明るさ | 1.550 ± 0.005 [ 1] L☉ |
| 表面重力（log g） | 4.38 [5] CG |
| 温度 | 6,227+223 −59[1] か |
| 金属度[Fe/H] | −0.21 ± 0.07 [7] デックス |
| 回転速度( v sin i ) | 15.4 ± 0.8 [5] km/s |
| 年 | 580 [8] ミル |
| ζ ドール B | |
| 質量 | 0.53 [6] メートル☉ |
| 半径 | 0.61+0.05 −0.03 [ 3] R☉ |
| 明るさ | 0.084 [3 ] L☉ |
| 温度 | 4750 ± 340 [9] K |
| その他の指定 | |
| ζ Dor A : CPD −57° 735、GJ 189、HIP 23693 | |
| ζ Dor B : CPD −57° 737、GJ 1075、HIP 23708 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | ζ ドール A |
| ζ ドール B | |
ゼータ・ドラドゥス（ ζ Doradusのラテン語表記）は、地球から約 38光年離れた若い恒星系です。この系は 2 つの大きく離れた恒星で構成されており、主星は肉眼で観察できるほど明るいですが、副星はそれよりはるかに暗いため、観察するには望遠鏡が必要です。
コンポーネント
ゼータ・ドラダス A は、スペクトル型 F7V の明るく固有運動の速い星です。つまり、太陽よりも熱く明るい 主系列星です。見かけの等級は 4.71 で、ドラダス座の中でおよそ 8 番目に明るい星です。
ゼータ・ドラダスBは、少なくともグリーゼ近傍星カタログ以来、近傍星であることが知られていましたが、ゼータ・ドラダスAと固有運動の共通の伴星であるという関連性は、ヒッパルコス衛星データのおかげでごく最近になって初めて示されました。この2つの星は広い連星を形成し、構成要素間の物理的な距離は約0.018パーセク[6]（0.06光年）、つまり約3700 AUです。これは、アルファ・ケンタウリABとプロキシマ・ケンタウリの間の15000 AUの距離に匹敵します。
このシステムの両方の構成要素は相当な活動を示しています。恒星のlog R' HK はそれぞれ -4.373 と -4.575 です[10] 。一方、Log R' HKが -4.8 未満の恒星は「静か」です。これはこのシステムが若いことを示しています。実際、ゼータ ドラダス A の推定年齢はわずか 5 億 8 千万年で[8] 、太陽年齢の約 8 分の 1 です。
若い恒星がデブリディスクを持つことは珍しいことではありません。ゼータドラダスAも例外ではなく、彗星のような小天体が吸収した光をより赤い波長で再放射していることを示す赤外線過剰が見つかっています。ゼータドラダスAの場合、ダストディスクの光度は太陽の光度の6.0 x 10 −6倍[7]、温度は91 ± 12ケルビン[11]で、数AUの距離にあることを示しています。
惑星検索
早期スペクトル型の恒星（> F8）は、精度の問題から視線速度（RV）ベースの惑星探索では無視されることが多い。これらの恒星は高温のためスペクトル線の深さが浅くなり、また高速自転する傾向がありスペクトル線が広がる。それでも、AF型恒星の惑星を検出できる精度レベルに達することは時々あるため、ゼータ・ドラダスAはHARPSで観測された早期型恒星のサンプルに含まれていた。[12]この恒星は、内部不確実性が3 m/sで17 m/sまで視線速度安定であることが判明しており、これはこの恒星に高質量の伴星が近くにないことを示しているが、木星質量未満の惑星の存在を排除するものではない。
参考文献
- ^ abcdefghi 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。
- ^ “ゼット・ドール”.シンバッド。ストラスブール天文学センター。
- ^ abcdefgh 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。
- ^ “GJ 1075”.シンバッド。ストラスブール天文学センター。
- ^ abc Ammler-von Eiff, Matthias; Reiners, Ansgar (2012年6月)、「AF星の回転と差動回転の新しい測定：差動回転星の2つの集団が存在するか？」、Astronomy & Astrophysics、542：A116、arXiv：1204.2459、Bibcode：2012A&A...542A.116A、doi：10.1051/0004-6361/201118724、S2CID 53666672。
- ^ abc Shaya, Ed J.; Olling, Rob P. (2011 年 1 月)、「非常に広い連星とその他の共動恒星の伴星: ヒッパルコス カタログのベイジアン分析」、The Astrophysical Journal Supplement、192 (1): 2、arXiv : 1007.0425、Bibcode :2011ApJS..192....2S、doi :10.1088/0067-0049/192/1/2、S2CID 119226823
- ^ ab Bryden , G.; et al. (2006). 「太陽型恒星の周りのデブリディスクの頻度：スピッツァーMIPSサーベイの最初の結果」。The Astrophysical Journal。636（2）：1098–1113。arXiv ：astro-ph/0509199。Bibcode：2006ApJ...636.1098B。doi ： 10.1086/498093。S2CID 19037458 。
- ^ ab Maldonado, J.; et al. (2012年5月). 「デブリ円盤と惑星を持つ太陽型星の金属量」.天文学と天体物理学. 541 : A40. arXiv : 1202.5884 . Bibcode :2012A&A...541A..40M. doi :10.1051/0004-6361/201218800. S2CID 46328823.
- ^ Bailer-Jones, CAL; et al. (2011). 「視差とマルチバンド測光法を用いた恒星パラメータと星間減光のベイズ推定」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 411 (1): 435–452. arXiv : 1009.2766 . Bibcode :2011MNRAS.411..435B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17699.x . S2CID 30425562.
- ^ Gray, RO; et al. (2006). 「近傍星 (NStars) プロジェクトへの貢献: 40 pc 以内の M0 より前の星の分光法 - 南天サンプル」.天文学ジャーナル. 132 (1): 161–170. arXiv : astro-ph/0603770 . Bibcode :2006AJ....132..161G. doi :10.1086/504637. S2CID 119476992.
- ^ Dodson-Robinson, Sarah E.; et al. (2011). 「スピッツァー赤外線分光器による惑星系恒星周辺のデブリ円盤の研究」.天文学ジャーナル. 141 (1): 11. arXiv : 1010.3292 . Bibcode :2011AJ....141...11D. doi :10.1088/0004-6256/141/1/11. S2CID 118645999.
- ^ Lagrange, A.-M.; et al. (2009). 「AF型星の周りの太陽系外惑星と褐色矮星。VI. HARPSによる早期型矮星の高精度RV調査」。天文学と天体物理学。495 (1 ) : 335–352。arXiv : 0809.4636。Bibcode :2009A&A...495..335L。doi : 10.1051/ 0004-6361 :200810105。S2CID 62894956 。