おおぐま座W星
| 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）
| ||
| 星座 | おおぐま座 | |
| 見かけの等級 (mv) | 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 45.47s[2] | |
| 赤緯 (Dec, δ) | +55° 57′ 09.1″[2] | |
| 視線速度 (Rv) | -29.6 km/s[2] | |
| 固有運動 (μ) | 赤経: +17.15 ミリ秒/年 赤緯: –29.23 ミリ秒/年[2][3] | |
| 年周視差 (π) | 19.2775 ± 0.0334ミリ秒[2][3] （誤差0.2%） | |
| 距離 | 169.2 ± 0.3 光年[注 1] （51.87 ± 0.09 パーセク[注 1]） | |
  | ||
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 日[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[2] | |
| 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] | |
| 他のカタログでの名称 | ||
| BD+56 1400, HD 83950, SAO 27364, ADS 7494, CCDM 09438+5557, HIP 47727.[2] | ||
| ■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][3]。
発見
[編集]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、ケフェイドや星団型変光星とする説もあり、1919年に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、これは水素の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、質量や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 | |
| 見かけの等級 (mv) | 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 年[17] | |
| 物理的性質 | ||
| 質量 | 0.62 M☉[17] | |
| 他のカタログでの名称 | ||
| 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年にトーマス・エスピンによって発見された[19]。
脚注
[編集]出典
[編集]- ^ 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, Bibcode: 1963AJ.....68..483E, doi:10.1086/109000
- ^ a b c d e f g h “W UMa -- Spectroscopic binary”, SIMBAD (Centre de Données astronomiques de Strasbourg) 2012年1月12日閲覧。
- ^ a b c Gaia Collaboration (2018-08). “Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties”. Astronomy & Astrophysics 616: A1. Bibcode: 2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051.
- ^ 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, Bibcode: 2008MNRAS.390.1577G, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13844.x
- ^ 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, Bibcode: 2005MNRAS.357..497B, doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08609.x
- ^ 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, Bibcode: 2007AJ....133.2524W, doi:10.1086/514336
- ^ a b Linnell, Albert P. (1991-06), “A light synthesis study of W Ursae Majoris”, Astrophysical Journal 374: 307-318, Bibcode: 1991ApJ...374..307L, doi:10.1086/170120
- ^ 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
- ^ 岡崎 1994, p. 128.
- ^ Müller, G.; Kempf, P. (1903-04), “A new variable star unusually short period”, Astrophysical Journal 17: 201-211, Bibcode: 1903ApJ....17..201M, doi:10.1086/141011
- ^ Adams, Walter S.; Joy, Alfred H. (1919-04), “The orbits of three spectroscopic binaries”, Astrophysical Journal 49: 186-195, Bibcode: 1919ApJ....49..186A, doi:10.1086/142454
- ^ 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, Bibcode: 1997IBVS.4517....1M
- ^ Malkov, O. Yu. et al. (February 2006), “A catalogue of eclipsing variables”, Astronomy and Astrophysics 446 (2): 785–789, Bibcode: 2006A&A...446..785M, doi:10.1051/0004-6361:20053137
- ^ a b 岡崎 1994, pp. 128–129.
- ^ a b 岡崎 1994, p. 131.
- ^ 岡崎 1994, p. 129.
- ^ 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, Bibcode: 2014AJ....147...86T, doi:10.1088/0004-6256/147/4/86
- ^ 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, Bibcode: 1993AJ....106.1174R, doi:10.1086/116716
- ^ Espin, T. E. (1921-01), “Micrometrical measures of double stars (15th series)”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Observatory 81: 232-237, Bibcode: 1921MNRAS..81..232E, doi:10.1093/mnras/81.3.232
参考文献
[編集]- 岡崎彰『奇妙な42の星たち』誠文堂新光社、1994年4月1日。ISBN 4-416-29420-4。