きょしちょう座ゼータ星

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きょしちょう座ゼータ星
Tucana constellation map.png
きょしちょう座ゼータ星の位置(中央付近)
データ
元期 J2000      Equinox J2000
星座 きょしちょう座
赤経 00h 20m 04.2601s[1]
赤緯 –64° 52′ 29.246″[1]
視等級 (V) 4.23
特徴
スペクトル分類 F9.5 V[1]
U-B 色指数 0.02[2]
B-V 色指数 0.58[2]
変光星 None[3]
アストロメトリー
視線速度 (Rv) 8.8 ± 0.02[4] km/s
固有運動 (μ) 赤経: 1,707.35[1] ミリ秒/
赤緯: 1,165.60[1] ミリ秒/
年周視差 (π) 116.38 ± 0.64[1] ミリ秒
距離 28 ± 0.2 光年
(8.59 ± 0.05 パーセク)
絶対等級 (MV) 4.56
詳細
質量 0.99 ± 0.02[5] M
半径 0.90 ± 0.08[6] R
表面重力 (log g) 4.48[7]
光度 1.3 L
表面温度 5,970[7] K
金属量 [Fe/H] = –0.07[7]
自転速度 (v sin i) 3.0[8] km/
他の名称
GJ 17, HR 77, HD 1581, LHS 5, LTT 167, GCTP 54, SAO 248163, CP(D)-65°13, FK5 10, GC 401, LPM 16, LFT 36, HIP 1599.[9]

きょしちょう座ゼータ星(ζ Tuc / ζ Tucanae)は、きょしちょう座の恒星である。スペクトル型F9.5の主系列星で、等級は+4.23である。

比較的低質量であるが、太陽よりも明るい[5]ヒッパルコスを用いた視差の測定から、地球からの距離は約28.0光年である[1]。ヒッパルコスのミッションで観測された変光星の1つである[10][3]

組成や質量は太陽とほぼ同じだが、わずかに重く、約30億歳と推定されている。性質が太陽と似ているため、この恒星は生命が存在する惑星の探索目標となっている[10]

70μmの赤外線の過剰放射から、この系は塵のディスクを持っていると信じられている。ディスクは少なくとも2.3天文単位の半径で恒星の周囲を公転している。温度は最高で218Kである[11]。2009年時点で惑星は見つかっていない[12]

きょしちょう座ゼータ星は、おおぐま座運動星団に属している。これは、宇宙空間で同じ運動を持つ恒星の緩い集まりである[7]。運動速度は、U = -60, V = -4, W = -38 km/sである。これらはそれぞれ、銀河中心への運動速度、銀河の自転方向の運動速度、銀河の北極方向への運動速度に対応する[13]銀河核から平均8400パーセクの位置を軌道離心率0.16で公転している[10]

出典[編集]

  1. ^ a b c d e f g Perryman, M. A. C. et al (July 1997). “The HIPPARCOS Catalogue”. Astronomy & Astrophysics 323: L49–L52. Bibcode 1997A&A...323L..49P. 
  2. ^ a b Johnson, H. L.; Iriarte, B.; Mitchell, R. I.; Wisniewskj, W. Z. (1966). “UBVRIJKL photometry of the bright stars”. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 4 (99). Bibcode 1966CoLPL...4...99J. 
  3. ^ a b Adelman, S. J. (February 2001). “Research Note Hipparcos photometry: The least variable stars”. Astronomy and Astrophysics 367: 297–298. doi:10.1051/0004-6361:20000567. 
  4. ^ Evans, D. S. (June 20-24, 1966). “The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities”. In Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick. Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30. University of Toronto: International Astronomical Union. pp. 57–63 
  5. ^ a b Santos, N. C.; Israelian, G.; Mayor, M. (July 2001). “The metal-rich nature of stars with planets”. Astronomy and Astrophysics 373: 1019–1031. doi:10.1051/0004-6361:20010648. 
  6. ^ Perrin, M.-N.; Karoji, H. (1987). “Stellar radius determination from IRAS 12-micron fluxes”. Astronomy and Astrophysics 172: 235–240. http://adsabs.harvard.edu/abs/1987A&A...172..235P 2008年5月5日閲覧。. 
  7. ^ a b c d Castro, S.; Porto de Mello, G. F.; da Silva, L. (May 1999). “Copper and barium abundances in the Ursa Major Moving Group”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 305 (3): 693–700. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02455.x. 
  8. ^ O'Toole, S. J. et al. “The Frequency of Low-mass Exoplanets”. arXiv. 2009年9月2日閲覧。
  9. ^ LHS 5 -- High proper-motion Star”. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2010年5月21日閲覧。
  10. ^ a b c Porto de Mello, Gustavo; del Peloso, Eduardo F.; Ghezzi, Luan (April 2006). “Astrobiologically Interesting Stars Within 10 Parsecs of the Sun”. Astrobiology 6 (2): 308–331. doi:10.1089/ast.2006.6.308. PMID 16689649. 
  11. ^ 引用エラー: 無効な <ref> タグです。 「apj674」という名前の引用句に対するテキストが指定されていません
  12. ^ Kóspál, Ágnes; Ardila, David R.; Moór, Attila; Ábrahám, Péter (August 2009). “On the Relationship Between Debris Disks and Planets”. The Astrophysical Journal Letters 700 (2): L73–L77. Bibcode 2009ApJ...700L..73K. doi:10.1088/0004-637X/700/2/L73. 
  13. ^ Woolley, Richard van der Riet (1970). “Catalogue of Stars within 25 Parsecs of the Sun”. Royal Observatory Annals (Herstmonceux, Royal Greenwich Observatory) 5. http://heasarc.gsfc.nasa.gov/W3Browse/all/woolley.html 2009年9月2日閲覧。. 

外部リンク[編集]