エリダヌス座82番星

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エリダヌス座82番星
データ
元期 J2000
星座 エリダヌス座
赤経 03h 19m 55.6505s[1]
赤緯 −43° 04′ 11.221″[1]
視等級 (V) 4.27[1]
特徴
スペクトル分類 G8 V[1]
色指数 (B-V) +0.71[1]
色指数 (U-B) +0.21[1]
アストロメトリー
視線速度 (Rv) +87.3[1] km/s
固有運動 (μ) 赤経: 3,037.21[1] ミリ秒/
赤緯: 726.52[1] ミリ秒/年
年周視差 (π) 165.00 ± 0.55 ミリ秒
距離 19.77 ± 0.07 光年
(6.06 ± 0.02 パーセク
絶対等級 (MV) 5.35[2]
詳細
質量 0.97[2] M
半径 0.92[3] R
光度 0.62[4][5] L
表面温度 5,338[6] K
金属量 [Fe/H] = -0.54[6]
自転周期 0.52 km/s[7]
年齢 (1.3 ±0.3) ×1010[8]
他の名称
e Eri, HD 20794, CD-43°1028, GCTP 703, グリーゼ139, LHS 19, LTT 1583, HR 1008, SAO 216263, FK5 119, HIP 15510[1], LCC 0920
Template (ノート 解説) 天体PJ

エリダヌス座82番星は、太陽系から約20光年離れたところに位置するエリダヌス座恒星である。 スペクトル型G5の主系列星である。

観測[編集]

エリダヌス座82番G星(しばしばエリダヌス座82番星と略される)は、Uranometria Argentina(アルゼンチン恒星カタログ)においてエリダヌス座の82番目に登録されている恒星である。

この星表は、19世紀天文学者ベンジャミン・グールドによって、有名なジョン・フラムスティードの星表の南半球版として、フラムスティードと同様の番号付与規則を用いて整理されたものである。 エリダヌス座82番G星は、このようにして"G"型恒星であることを示されている数少ないひとつである。

物理的性質[編集]

光度においては、エリダヌス座82番G星はわずかに太陽より暗く、くじら座タウ星ケンタウルス座アルファ星Bと同様に太陽の半分くらいの光度である。

恒星の自転周速度 (v \sin i) は0.52 km/sで、太陽の2 km/sと比較して遅い[7]

エリダヌス座82番G星は高速度星(大きな固有運動を持つ恒星)である。そして恐らくは、銀河面の外から来た種族IIの恒星である。 多くの種族IIの恒星がそうであるように、エリダヌス座82番G星は金属量が低く、太陽よりも年上である。 銀河系に対する軌道の離心率は0.40で、銀河系中心との距離は4.6キロパーセクから10.8キロパーセクまでの間である。 この恒星の年齢は宇宙年齢に近く、銀河系史の早い時期に形成されたものと見られる[8]

この恒星は星間物質密度が低い領域に位置しており、視直径にして6秒にもなる大きな恒星圏を持つものと信じられている。 固有運動速度が101km/sと太陽に比して高く、バウショックは星間物質中でマッハ3以上を示していると思われる [9]

居住可能性[編集]

スティーヴン・ドールは著書Habitable Planets for Man,[10]で、エリダヌス座82番G星に最も高い数値:5.7%をつけている。他に高い数値を与えられた恒星はケンタウルス座アルファ星B、へびつかい座70番星A、カシオペヤ座イータ星A、くじゃく座デルタ星である。 エリダヌス座82番星(グリーゼ139)は、アメリカ航空宇宙局 (NASA) が地球型惑星やより大きな系外惑星を探知するために計画中のSpace Interferometry Mission (SIM) におけるティア1ターゲットとして選ばれている。 [11]

出典[編集]

  1. ^ a b c d e f g h i j SIMBAD Query Result: HD 20794 -- High proper-motion Star”. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2007年7月26日閲覧。
  2. ^ a b Staff (2007年6月8日). “List of the Nearest 100 Stellar Systems”. Research Consortium on Nearby Stars (RECONS), Georgia State University. 2007年7月26日閲覧。
  3. ^ Johnson, H. M.; Wright, C. D. (1983). “Predicted infrared brightness of stars within 25 parsecs of the sun”. Astrophysical Journal Supplement Series 53: 643-711. doi:10.1086/190905. http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K 2007年7月26日閲覧。.  — See the table on p. 653.
  4. ^ Based upon:
    \frac{L}{L_{sun}} = \left ( \frac{R}{R_{sun}} \right )^2 \left ( \frac{T_{eff}}{T_{sun}} \right )^4
    where L is luminosity, R is radius and Teff is the effective temperature.
  5. ^ Krimm, Hans (1997年8月19日). “Luminosity, Radius and Temperature”. Hampden-Sydney College. 2007年5月16日閲覧。
  6. ^ a b Gratton, R. G. (1989). “Abundance of manganese in metal-poor stars”. Astronomy and Astrophysics 208 (1-2): 171-178. http://adsabs.harvard.edu/abs/1989A&A...208..171G 2007年7月26日閲覧。. 
  7. ^ a b Santos, N. C. et al (2004). “Are beryllium abundances anomalous in stars with giant planets?”. Astronomy and Astrophysics 427: 1085-1096. doi:10.1051/0004-6361:20040509. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004astro.ph..8108S 2007年7月26日閲覧。. 
  8. ^ a b Hearnshaw, J. B. (1973). “The iron abundance of 82 Eridani”. Astronomy and Astrophysics 29: 165-170. http://adsabs.harvard.edu/abs/1973A&A....29..165H 2007年7月26日閲覧。. 
  9. ^ Frisch, P. C. (1993). “G-star astropauses - A test for interstellar pressure”. Astrophysical Journal 407 (1). doi:10.1086/172505. http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...407..198F 2007年7月26日閲覧。. 
  10. ^ Dole, Stephen H. (1970). Habitable Planets for Man (2nd ed.). London: American Elsevier Pub. Co. 0444000925. http://www.rand.org/pubs/commercial_books/CB179-1/. 
  11. ^ McCarthy, Chris (2005年). “SIM Planet Search Tier 1 Target Stars”. San Francisco State University. 2007年7月26日閲覧。

外部リンク[編集]

  • 82 Eridani”. SolStation. 2005年11月3日閲覧。