U 一角獣座
| 観測データ エポックJ2000.0 エキノックスJ2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | 一角獣類 |
| 赤経 | 7時30分47.473秒[2] |
| 赤緯 | −09° 46′ 36.79″ [2] |
| 見かけの等級 （V） | 5.45 - 7.67 [3] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | F8eIb - K0pIb [4] |
| U−B色指数 | +0.47 - +1.22 [5] |
| B−V色指数 | +0.81 - +1.27 [5] |
| 変数型 | RVb [6] |
| 天体測量 | |
| 視線速度（R v） | 32 [7] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: -10.124 [2]マス/年12 月: +3.268 [2]マス/年 |
| 視差（π） | 0.9161 ± 0.0915 mas [2] |
| 距離 | 3,600 ± 400 光年 (1,100 ± 100 pc ) |
| 絶対等級 （M V） | −4.516 [8] |
| 詳細 | |
| 質量 | 2.00+1.07 −0.72 [ 8 ] M☉ |
| 半径 | 100.3+18.9 −13.2 [ 8 ] R☉ |
| 明るさ | 5,480+1,753 −882 [ 8 ] L☉ |
| 表面重力（log g） | 0.0 [9] cgs |
| 温度 | 5,000 [8] (4,930-5,830 [5] ) K |
| 金属性 | −0.8 [9] |
| その他の指定 | |
| U Mon、HIP 36521、2MASS J07304746−0946366 、BD −09°2085、HD 59693、TYC 5400-4699-1、GCRV 5005、AAVSO 0726−09、IRAS 07284−0940 | |
| データベース参照 | |
| シンバッド | データ |
いっかくじゅう座U星（U Mon）は、いっかくじゅう座にある脈動変光星であり、分光連星でもある。主星はおうし座RV星型変光星で、白色矮星へと進化中の冷たく明るい後期AGB星である。
歴史
1918年、著名なドイツの天文学者エルンスト・ハートヴィヒによって、月面ウイングは変光星であると報告されました。[10]その後、シャプレーは月面ウイングをセファイド変光星のリストに加えました。[11] 1950年代には、一連の論文によって、この星の基本的な観測パラメータ、周期、明るさの範囲、色の変化、スペクトルの変化が確立されました。[4] [12] [13]
1970年、U Monは大きな赤外線超過を示すことが発見されました。二重ピークのスペクトルエネルギー分布と偏光は、恒星の周囲に塵の殻が存在することを強く示唆しています。[14]
可視性
うお座U星はシリウスとプロキオンの間で肉眼でよく見えるが、深い極小期には肉眼では見えなくなる。いっかくじゅう座で最も明るい4等星のα星の西約2度に位置している。うお座U星は最も明るい時に5.45等級に達する。浅い極小期には約6.0等級まで低下するが、最も深い極小期には7.5等級以下となる。周期は92.23日とされているが、周期ごとにわずかに変化する。主脈動の明るさは長い副周期にわたって変化する。これは約2,500日かかり、他のどのおうし座RV変光星の副周期の2倍以上の長さである。[15]
システム
U Monは連星系で、両方の恒星を塵のリングが取り囲んでいます。伴星は直接観測することも、スペクトル観測することもできません。伴星の存在は、2,597日周期で公転する際の視線速度の変化から推測されます。これは、明るさの変化を調節する長周期副周期とほぼ同じです。これらの長期的な変動のモデルの一つとして、周連星系内の塵の円盤による周期的な食が挙げられます。[1]
プロパティ
U Monの正確な特性は不明である。視差は測定されているものの、かなりの不確実性を伴う。特性はスペクトル線プロファイルや大気モデリングといった他の手法によって推定できるが、U Monのような特異な星の場合、これらの手法も不確実である。RV Tauri星は周期と光度の関係を示すことが示されており、これを用いて光度と距離を確かめることができる。[16]
RV タウリ型星は質量が小さいが、U モンは計算上約 2 M ☉と、このクラスでは知られている中で最も質量が大きい部類に入る。質量が小さいにもかかわらず、これらは高光度の非常に広がった冷たい星である。U モンの光度は 5,480 L ☉であるが、これは変動しやすく、非常に不確実である。スペクトル光度クラスは超巨星であり、その大気の希薄な性質と低い表面重力を示している。表面重力は脈動中に変化し、星が最大サイズを通過するときに非常に低い値に低下する。温度は約 1,000 K 変化し、星が極大期に向かって上昇するときに最も高温になる。[5] 積分視線速度は、最大脈動中に大気中の逆転層の位置が平均星半径のほぼ 90% 移動することを示しています。[13]
U Monは、低質量のAGB後天体として予想される通り、金属の少ない恒星です。炭素は若干増加していますが、酸素存在比の約80%にとどまっています。s過程元素が過剰に豊富であるという兆候はありません。これは最初のドレッジアップ組成と一致しており、ほとんどのRV Tauri星は3回目のドレッジアップを経験するほど質量が大きかったわけではないことを示唆しています。[17]
U Monは、RV Tauri変光星に共通する特徴である塵に覆われた恒星周円盤に囲まれている。これは連星系内の伴星との相互作用によって形成された可能性が高い。 [9]
進化
U Monは、おそらく漸近巨星分枝（AGB）後の星である。これは、惑星状星雲からの放出と白色矮星への収縮の直前の、その生涯の終末期にある低質量から中質量の星である。RV Tauri変光星は、太陽のような星の生と死についての洞察を与えてくれる。進化モデルによれば、1太陽質量（1 M ☉）の星が漸近巨星分枝に到達するには約100億年かかると示されている 。 [18]
参考文献
- ^ ab ポラード、KR;マクセーブニー、JA; PL 州コットレル (2006)。 「ウモンの長期現象」。イタリア天文学社会の記憶。77 : 527。ビブコード:2006MmSAI..77..527P。
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