99 ヘラクレス
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| 観測データエポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | ヘラクレス |
| 赤経 | 18時07分01.53971秒[ 1 ] |
| 赤緯 | +30° 33′ 43.6896″ [ 1 ] |
| 見かけの等級 （V） | 5.066 [ 2 ] (A: 5.10; B: 8.45) [ 3 ] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | F7 V [ 4 ] + K4 V [ 5 ] |
| U−B色指数 | –0.056 [ 2 ] |
| B−V色指数 | +0.548 [ 2 ] |
| 天体測量 | |
| 視線速度（R v） | +1.7 [ 6 ] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: -100.32 [ 1 ]マス/年十二月: +110.08 [ 1 ]マス/年 |
| 視差（π） | 63.93 ± 0.34 mas [ 1 ] |
| 距離 | 51.0 ± 0.3 光年 (15.64 ± 0.08 pc ) |
| 絶対等級 （M V） | 4.08 [ 7 ] |
| 軌道[ 5 ] | |
| 期間（P） | 56.3 ± 0.1 年 |
| 長半径（a） | 1.06 ± 0.02インチ |
| 離心率（e） | 0.766 ± 0.004 |
| 傾斜（i） | 39 ± 2 ° |
| ノードの経度（Ω） | 41 ± 2 ° |
| 近点期（ T） | 1 997 .62 ± 0.05 |
| 近点引数（ω）（二次） | 116 ± 2 ° |
| 詳細 | |
| 99 彼女A | |
| 質量 | 1.14 [ 8 ] M ☉ |
| 半径 | 1.34 [ 8 ] R ☉ |
| 明るさ | 1.90 [ 8 ] L ☉ |
| 表面重力（log g） | 4.17 [ 4 ] cgs |
| 温度 | 5,908 [ 8 ] K |
| 金属量[Fe/H] | –0.60 [ 4 ] デックス |
| 回転速度（v sin i） | 5 [ 7 ] km/s |
| 年 | 9.37 [ 4 ] ギリシア |
| 99 彼女のB | |
| 質量 | 0.46 [ 5 ] M ☉ |
| 半径 | 0.67 [ 9 ] R ☉ |
| 明るさ | 0.19 [ 10 ] L ☉ |
| 温度 | 4,449 [ 9 ] K |
| その他の指定 | |
| b ヘル, 99 ヘル, BD +30°3128 , GJ 704 , HD 165908 , HIP 88745 , HR 6775 , SAO 66648 [ 11 ] | |
| データベース参照 | |
| シンバッド | あ |
| B | |
99ヘルクレス星は、北の星座ヘルクレス座にある連星系のフラムスティードによる命名である。バイエルによる命名ではbヘルクレス、フラムスティードによる命名では99ヘルクレスである。この連星系の見かけの視等級は5.1等級[ 2 ]で、ボートルの等級によれば郊外の空から肉眼でかすかに見える。ヒッパルコス宇宙船による測定では、年間視差は0.064度[ 1 ]で、これは太陽から物理的に約51.0光年（15.6パーセク）の距離に相当する。この連星系は、太陽中心視線速度+1.7 km/sで地球から遠ざかっている。[ 6 ]
この恒星系の連星性は、1859年にイギリスの天文学者WRドーズによって初めて発見されました。[ 12 ] 2つの恒星は共通の重心、つまり重心の周りを、周期56.3年、離心率0.766で公転しています。軌道長半径は1.06秒角で、これは16.5 AUの物理的寸法に相当します。軌道面は地球からの視線に対して約39°傾いています。この系に3つ目の恒星が存在するという報告は、現在では疑わしいものとなっています。[ 5 ]
システム
主星である99ヘルクレスAは、F型主系列星であり、恒星分類はF7 Vである[ 4 ]。質量は太陽の13%大きく、光度はほぼ2倍であるが、半径は推定34%大きい。恒星の外層大気の有効温度は5,908 K [ 8 ]で、白色に輝いています。[ 13 ]これは金属の少ない恒星で、水素とヘリウム以外の元素の総量は太陽の60%に相当します。[ 14 ]
副星である99ヘルクレスBは、主星に比べて3.35等級暗い。K型主系列星で、K4 Vに分類される。[ 5 ]質量は太陽の46%、[ 5 ]半径は太陽の67% [ 9 ]であるが、光度は太陽のわずか19%である。[ 10 ]
デブリディスク
ハーシェル宇宙望遠鏡の画像は、平均半径120 AUの重心を周回する、塵のデブリからなる狭い円盤状の物体を示している。奇妙なことに、この円盤は連星系の軌道面とはずれており、極と一直線になっているように見える。これは、過去のある時期に別の恒星系内で起こった相互作用の結果である可能性がある。円盤からの放射の大部分は、直径10cm以下で、正味質量が地球の約10倍の氷の天体によって引き起こされていると思われる。[ 5 ]
デブリ円盤の一部が切り取られていることから、複数（おそらく2つ）の極軌道周連星系惑星によって円盤が削られていると推測されています。この系において、惑星が1つだけのシミュレーションでは、円盤の片端のみを切り取り、もう片端は延長しているため、円盤の形状を説明するには不十分です。2つの惑星を持つシミュレーションでは、99 Herculisのデブリ円盤に見られるような形状をうまくモデル化できます。これは、円盤の両端を切り取り、狭いデブリ円盤を残すことができるためです。[ 15 ]
参考文献
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