おおぐま座W星

出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』
ナビゲーションに移動 検索に移動
おおぐま座W星
W Ursae Majoris
接触連星おおぐま座W星(出典:Aladin Sky Atlas)
接触連星おおぐま座W星(出典:Aladin Sky Atlas)
星座 おおぐま座
視等級 (V) 7.90[1] (7.75 - 8.48)
変光星型 おおぐま座W型変光星
位置
元期:J2000.0
赤経 (RA, α) 09h 43m 45.46861s[2]
赤緯 (Dec, δ) +55h 57m 09.0758s[2]
視線速度 (Rv) -29.6 km/s[3]
固有運動 (μ) 赤経: +15.47 ミリ秒/[2]
赤緯: –27.30 ミリ秒/年[2]
年周視差 (π) 18.72 ± 1.47 ミリ秒[2]
距離 174 光年
(53.4 パーセク
Ursa Major constellation map.svg
Cercle rouge 100%.svg
おおぐま座の中でのW星の位置
軌道要素と性質
軌道長半径 (a) 2.443 R[4]
公転周期 (P) 0.3336 [5]
軌道傾斜角 (i) 86.0[5]
物理的性質
半径 1.084 / 0.775 R[4]
質量 1.190 / 0.570 M[5]
自転速度 144.40 ± 6.52 km/s[6]
スペクトル分類 F8 Vp + F8 Vp[3]
光度 1.216 / 0.7315 L[7]
表面温度 5,746.2 / 5,984.3 K[7]
色指数 (B-V) +0.66[1]
色指数 (U-B) +0.08[1]
別名称
別名称
BD+56 1400, HD 83950, SAO 27364, ADS 7494, CCDM 09438+5557, HIP 47727.[3]
Template (ノート 解説) ■Project

おおぐま座W星(おおぐまざWせい、W Ursae Majoris、W UMa)は、おおぐま座の方角にある食変光星である。視等級は約7.9で[1]、暗くて肉眼では見えないが、小さい望遠鏡を使えば見ることができる[8]視差の測定より、地球から約170光年離れていることが分かっている[2]

発見[編集]

1903年ドイツ天文学者グスタフ・ミュラーポール・ケンプが、この恒星の光度が変化しているのを発見した[9][10]。明るさが変化する周期は4時間少々で、既知のどの変光星より大幅に短く、分類できなかった。発見当初から、食変光星が有力な仮説として挙げられていたが、ケフェイド星団型変光星とする説もあり、1919年分光観測で極大時に同じスペクトル線が2本現れることを検出し、軌道要素を割り出したことで、食変光星であることが定説となった[11]。その後、直径と質量が小さく周期も非常に短い、おおぐま座W型変光星という変光星の分類のプロトタイプ星となった[12]

特徴[編集]

食変光星[編集]

この系は、軌道周期0.3336日(8時間26秒)の接近した円形軌道を公転する1対の恒星からなっている[5]。周期毎に、それぞれの恒星がもう一方の恒星を掩蔽し、等級が減少する。1周期の間に、主星が掩蔽される主極小と、伴星が掩蔽される副極小が発生するので、発見当初は公転周期の半分の時間で変光すると報告された。最も明るい時の等級は7.75で、主星が掩蔽されている時は0.73等級、伴星が掩蔽されている時は0.68等級、それぞれ暗くなる[13]。おおぐま座W星は接触連星であるため、掩蔽の始まりと終わりを明確に定めることはできない[14]

物理[編集]

おおぐま座W星の2つの恒星は非常に接近しているため、外層同士が接触しており[14][15]、そのためどちらも同じスペクトル型F8Vpに分類され、これは水素核融合でエネルギーを得ている主系列星であることを示す[16]。主星は、質量半径が伴星より大きく、質量は太陽の1.19倍、半径は太陽の1.08倍程度である一方、伴星は、0.57太陽質量、0.78太陽半径と推定される[5][4]。ただし、主星、伴星共に高速な自転と潮汐力によって歪み、球形ではなく卵型に近い形をしていると考えられる。

長期変動[編集]

系の軌道周期は、変光が発見された1903年以来変化している。この変化は、主星と伴星の間で質量転移が起こり、角運動量の分布が変化することが原因と考えられる。恒星表面には恒星黒点があることがわかっており、強いX線放出が検出され[15]、おおぐま座W型変光星の特徴である強い磁気活動の存在が示唆されている。この磁気活動は、質量転移を変化させたり、放出された物質へ角運動量を移転する磁気ブレーキによって、周期を変化させ得る[12]

重星[編集]

ADS 7494 B
星座 おおぐま座
視等級 (V) 12.35[17]
地球から見た位置 (おおぐま座W星との関係)
元期 2000
位置角 43.0[17]
角距離 6.4[17]
軌道要素と性質
公転周期 (P) 4,285 [17]
物理的性質
質量 0.62 M[17]
別名称
別名称
BD+56 1400B, CCDS J09438+5557B, WDS J09438+5557B
Template (ノート 解説) ■Project

おおぐま座W星には、更にADS 7494 Bと呼ばれる12等級の伴星が存在し、3重連星系を形成していると考えられる[18][17]。この伴星は、1920年エスピンによって発見された[19]

出典[編集]

  1. ^ a b c d Eggen, O. J. (September 1963), “Three-color photometry of the components in 228 wide double and multiple systems”, Astronomical Journal 68: 483–514, Bibcode1963AJ.....68..483E, doi:10.1086/109000 
  2. ^ a b c d e f van Leeuwen, F. (November 2007), “Validation of the new Hipparcos reduction”, Astronomy and Astrophysics 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357 
  3. ^ a b c “W UMa -- Spectroscopic binary”, SIMBAD (Centre de Données astronomiques de Strasbourg), http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=W+Ursae+Majoris 2012年1月12日閲覧。 
  4. ^ a b c Gazeas, K.; Stȩpień, K. (November 2008), “Angular momentum and mass evolution of contact binaries”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 390 (4): 1577–1586, arXiv:0803.0212, Bibcode2008MNRAS.390.1577G, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13844.x 
  5. ^ a b c d e Bilir, S. et al. (February 2005), “Kinematics of W Ursae Majoris type binaries and evidence of the two types of formation”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 357 (2): 497–517, arXiv:astro-ph/0411291, Bibcode2005MNRAS.357..497B, doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08609.x 
  6. ^ White, Russel J.; Gabor, Jared M.; Hillenbrand, Lynne A. (June 2007), “High-Dispersion Optical Spectra of Nearby Stars Younger Than the Sun”, The Astronomical Journal 133 (6): 2524–2536, arXiv:0706.0542, Bibcode2007AJ....133.2524W, doi:10.1086/514336 
  7. ^ a b Linnell, Albert P. (1991-06), “A light synthesis study of W Ursae Majoris”, Astrophysical Journal 374: 307-318, Bibcode1991ApJ...374..307L, doi:10.1086/170120 
  8. ^ Sherrod, P. Clay; Koed, Thomas L. (2003), A Complete Manual of Amateur Astronomy: Tools and Techniques for Astronomical Observations, Astronomy Series, Courier Dover Publications, p. 9, ISBN 0-486-42820-6, http://books.google.com/books?id=4zjv84hHNPcC&pg=PA9 
  9. ^ 岡崎 1994, p. 128.
  10. ^ Müller, G.; Kempf, P. (1903-04), “A new variable star unusually short period”, Astrophysical Journal 17: 201-211, Bibcode1903ApJ....17..201M, doi:10.1086/141011 
  11. ^ Adams, Walter S.; Joy, Alfred H. (1919-04), “The orbits of three spectroscopic binaries”, Astrophysical Journal 49: 186-195, Bibcode1919ApJ....49..186A, doi:10.1086/142454 
  12. ^ a b Morgan, N.; Sauer, M.; Guinan, E. (1997), “New Light Curves and Period Study of the Contact Binary W Ursae Majoris”, Information Bulletin on Variable Stars 4517: 1, Bibcode1997IBVS.4517....1M 
  13. ^ Malkov, O. Yu. et al. (February 2006), “A catalogue of eclipsing variables”, Astronomy and Astrophysics 446 (2): 785–789, Bibcode2006A&A...446..785M, doi:10.1051/0004-6361:20053137 
  14. ^ a b 岡崎 1994, pp. 128-129.
  15. ^ a b 岡崎 1994, p. 131.
  16. ^ 岡崎 1994, p. 129.
  17. ^ a b c d e f Tokovinin, Andrei (2014-04), “From Binaries to Multiples. I. Data on F and G Dwarfs within 67 pc of the Sun”, Astronomical Journal 147 (4): 86, Bibcode2014AJ....147...86T, doi:10.1088/0004-6256/147/4/86 
  18. ^ Rucinski, S. M.; Lu, W.-X.; Shi, J. (September 1993), “Spectral-line broadening functions of W UMa-type binaries. III - W UMa”, Astronomical Journal 106 (3): 1174–1180, Bibcode1993AJ....106.1174R, doi:10.1086/116716 
  19. ^ Espin, T. E. (1921-01), “Micrometrical measures of double stars (15th series)”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Observatory 81: 232-237, Bibcode1921MNRAS..81..232E, doi:10.1093/mnras/81.3.232 

参考文献[編集]

外部リンク[編集]