AB アンドロメダ
| 観測データエポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | アンドロメダ |
| 赤経 | 23時間11分32.08609秒[ 2 ] |
| 赤緯 | +36° 53′ 35.10721″ [ 2 ] |
| 見かけの等級 （V） | 9.49 ( – 10.32) – 10.46 [ 3 ] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | G5+G5V [ 3 ] |
| 見かけの等級 （B） | 10.62 [ 4 ] |
| 見かけの等級 （V） | 9.675 [ 4 ] |
| 見かけの等級 （G） | 9.6953 [ 2 ] |
| 見かけの等級 （J） | 8.172 [ 5 ] |
| 見かけの等級 （H） | 7.805 [ 5 ] |
| 見かけの等級 （K） | 7.665 [ 5 ] |
| B−V色指数 | 0.9163 [ 4 ] |
| 変数型 | 東西 |
| 天体測量 | |
| 視線速度（R v） | −27.53 ± 0.67 [ 6 ] km/s |
| 固有運動（μ） | ラ： 107.923 ± 0.046 [ 2 ]マス/年12 月: −53.357 ± 0.036 [ 2 ]マス/年 |
| 視差（π） | 11.7027 ± 0.0367 mas [ 2 ] |
| 距離 | 278.7 ± 0.9 光年 (85.5 ± 0.3 pc ) |
| 軌道[ 7 ] | |
| 期間（P） | 0.3319日 |
| 長半径（a） | 2.308 R ☉ [ 8 ] |
| 離心率（e） | 0.002 ± 0.001 |
| 近点引数（ω）（二次） | 40 ± 5 ° |
| 近点引数（ω）（主） | 220 ± 5 ° |
| 半振幅（K 1）（プライマリ） | 233 ± 1 km/s |
| 半振幅（K 2）（二次） | 133 ± 1 km/s |
| 詳細[ 9 ] | |
| 主要な | |
| 質量 | 1.04 M ☉ |
| 半径 | 1.03 R ☉ |
| 表面重力（log g） | 4.392 [ 10 ] cgs |
| 温度 | 5,798 キロバイト |
| 年 | 5.53 ± 2.00 [ 8 ] Gyr |
| 二次 | |
| 質量 | 0.60 M ☉ |
| 半径 | 0.78 R ☉ |
| 表面重力（log g） | 4.347 [ 10 ] cgs |
| 温度 | 5,450 キロ |
| 年 | 5.53 ± 2.00 [ 8 ] Gyr |
| その他の指定 | |
| 2MASS J23113209+3653351、BD +36 5017、HIP 114508、SAO 73069、TYC 2763-904-1 | |
| データベース参照 | |
| シンバッド | データ |
ABアンドロメダ（AB Andromedae ）は、アンドロメダ座にある連星です。ポール・ガスニックとリチャード・プラガーは1927年に、この星が食連星であることを発見しました。 [ 11 ] [ 12 ]最大視等級は9.49等ですが、約8時間の周期で10.46等級まで明るさが変化します。観測されている変光は、おおぐま座W型変光星に典型的なものであり、[ 3 ]この系の2つの星は接触連星を形成しています。
システム
この系における両恒星の観測スペクトル型はG5であり、そのうちの1つは太陽に非常によく似た主系列星である。 [ 3 ]両恒星は非常に接近して周回しており、外殻が互いに接触している。これは力学的に安定な状態であり、どちらかの恒星が主系列を離れるまで続くはずである。
この系には、公転周期が19,046日で、最小質量が0.007 M☉ 、離心率が0.22である3番目の天体が存在する可能性もあるが、これまでに収集されたすべてのデータがこの仮説と一致しているわけではない。[ 7 ]
変動性
二つの恒星は軌道上で互いに食を呈しますが、細長い形状をしているため、断続的な食ではなく、一定の変化を示します。いずれにせよ、周期性は明確に見られますが、時間とともに変化します。周期は長期的な傾向を示し、7,000日周期で変動します。この挙動の原因としては、系内の第三の天体、二つの恒星間の磁気相互作用、[ 9 ]一方の恒星からもう一方の恒星への質量移動、系の質量損失などが考えられます。最近では、接触する外殻における内部メカニズムさえも提案されています。[ 10 ]
参考文献
- ^ Parimucha, Stefan; Pribulla, Theodor; Vanko, Martin (2000年1月). 「ABアンドロメダ座の新しい光電曲線」 .変光星情報速報. 4834 :1. Bibcode : 2000IBVS.4834....1P . 2021年10月6日閲覧。
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- ^ a b c Cutri, Roc M.; Skrutskie, Michael F.; Van Dyk, Schuyler D.; Beichman, Charles A.; Carpenter, John M.; Chester, Thomas; Cambresy, Laurent; Evans, Tracey E.; Fowler, John W.; Gizis, John E.; Howard, Elizabeth V.; Huchra, John P.; Jarrett, Thomas H.; Kopan, Eugene L.; Kirkpatrick, J. Davy; Light, Robert M.; Marsh, Kenneth A.; McCallon, Howard L.; Schneider, Stephen E.; Stiening, Rae; Sykes, Matthew J.; Weinberg, Martin D.; Wheaton, William A.; Wheelock, Sherry L.; Zacarias, N. (2003). 「VizieRオンラインデータカタログ：2MASS点源全天カタログ（Cutri+ 2003）」 . CDS/ADC電子カタログコレクション. 2246 : II/246.書誌コード：2003yCat.2246....0C .
- ^ Bilir, S.; Karataș, Y.; Demircan, O.; Eker, Z. (2005年2月) 「W Ursae Majoris型連星の運動学と2種類の形成の証拠」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。
- ^ a b Karami, K.; Ghaderi, K.; Mohebi, R.; Sadeghi, R.; Soltanzadeh, MM (2009年6月)、「人工ニューラルネットワークによる分光連星V373 Cas、V2388 Oph、V401 Cyg、GM Dra、V523 Cas、AB And、HD 141929の速度曲線解析」、オーストラリア天文学会刊行物、26 (2): 121– 127、arXiv : 0907.4411、Bibcode : 2009PASA...26..121K、doi : 10.1071/AS09010、S2CID 119247525。
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- ^ a bボルコヴィッツ、T.;エルカティーブ、MM;シズマディア、スイス; Nuspl、J.ビロ、IB;ヘゲデュス、T. Csorvási, R. (2005)、「W UMa 星における短周期磁気サイクルの間接証拠。5 つのオーバーコンタクト システムの周期分析。」、Astronomy & Astrophysics、441 (3): 1087–1097、arXiv : astro-ph/0507228、Bibcode : 2005A&A...441.1087B、土井: 10.1051/0004-6361:20052805。
- ^ a b c Liu, L.; Qian, SB; Xiong, X. (2018) 「W UMa型接触連星の長期周期変動の新しいメカニズム」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、474 (4): 5199– 5205、arXiv : 1712.04358、Bibcode : 2018MNRAS.474.5199L、doi : 10.1093/mnras/stx3138、S2CID 54501434。
- ^オースターホフ、P. Th. （1929年2月）。「AB アンドロメダエの最小時代」。オランダ天文学研究所の紀要。5 : 37–40。ビブコード: 1929BAN....5...37O 。2023 年2 月 24 日に取得。
- ^ガスニック、P.;プラガー、R. (1927 年 11 月)。「Benennung von veränderlichen Sternen」。天文学者。231 (10): 161–172。ビブコード: 1927AN....231..161G。土井：10.1002/asna.19272311002 。2023 年2 月 24 日に取得。
