オリオン座V1149星
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| 観測データ：エポックJ2000 [ 1 ] エキノックスJ2000 [ 1 ] | |
|---|---|
| 星座 | オリオン座 |
| 赤経 | 5時41分26.78779秒[ 2 ] |
| 赤緯 | +03° 46′ 40.9348″ [ 2 ] |
| 見かけの等級 （V） | 6.59 [ 3 ] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | K0III [ 3 ]または K1III [ 4 ] + 後期FまたはG [ 3 ] |
| B−V色指数 | +1.14 [ 5 ] |
| J−H色指数 | +0.721 [ 6 ] |
| J−K色指数 | +0.875 [ 6 ] |
| 変光星型 | RS CVn [ 7 ] |
| 天体測量 | |
| 視線速度（R v） | 26.90 ± 0.3 [ 8 ] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: 34.517 [ 2 ]マス/年12 月: 4.825 [ 2 ]マス/年 |
| 視差（π） | 6.6357 ± 0.0581 mas [ 2 ] |
| 距離 | 492±4 光年 （151±1 光年） |
| 絶対等級 （M V） | 0.68 ± 0.37 [ 3 ] |
| 軌道[ 3 ] | |
| プライマリ | HD 37824 A |
| コンパニオン | HD 37824 B |
| 期間(P) | 53.574 65 ± 0.000 72日 |
| 長半径（a） | 19.518 ± 0.083 × 106 km（最小） |
| 離心率（e） | 0.0 |
| Periastronepoch (T) | 2448625.022±0.037 |
| Details[3] | |
| HD 37824 A | |
| Mass | 1.5–2.5 M☉ |
| Radius | 12.6±2.2 R☉ |
| Luminosity | 67±23 L☉ |
| Metallicity[Fe/H] | 0.0 dex |
| Rotation | 54.1[4] |
| Rotational velocity (v sin i) | 14.9±1.0 km/s |
| Other designations | |
| V1149 Ori , AG +03° 687 , BD +03° 1007 , Gaia DR3 3224222985512259072 , HD 37824 , HIP 26795 , SAO 113040 , PPM 149320 , TIC 199890794 , TYC 123-713-1 , GSC 00123-00713 , 2MASS J05412678+0346410 [ 1 ] | |
| データベース参照 | |
| SIMBAD | HD 37824 |
HD 37824は、オリオン座にある分光連星系です。変光星の名称はV1149 Orionis（略称はV1149 Ori）です。見かけの等級は6.59で、地球からの肉眼観測の限界に近く、暗い空の下ではオレンジ色の光点としてかすかに見えます。Gaia DR3視差測定によると、約492光年（151パーセク）の距離にあり、太陽中心視線速度で遠ざかっています26.90 km/s
恒星の特性
HD 37824は単線分光連星であり、系のスペクトルでは明るい主星からの光のみが観測されます。[ 4 ] 2つの恒星は、周期53.57日の円軌道（離心率0.0）で互いの周りを回っています。この恒星には目立つ黒点があり、フリップフロップ効果を示すことが知られています。この効果を示す他の恒星には、かみのけ座FK星とHD 181809があります。[ 3 ]
主星（HD 37824 A）は、中心核のヘリウム燃焼期にある彩層活動が活発なK型巨星である。半径は12.6 R ☉、進化モデルによれば質量は1.5～2.5 M ☉と予測されている。放射している。太陽の光球からの明るさの67 ± 23倍。見えない伴星Bは、 軌道傾斜角が90° の場合質量1.10 M ☉ 、傾斜角が60°の場合は質量0.95–1.27 M ☉と推定されており、後期F型またはG型主系列星である可能性が高い。[ 3 ]
観測の歴史
1973年、天文学者のウィリアム・P・バイデルマンとダレル・ジャック・マコーネルは、HD 37824のスペクトル中にCa II HおよびK輝線を検出したと報告しました。これを受けて、ダグラス・S・ホールらは、この星がRS Canum Venaticorum変光星ではないかと疑いました。予想通り、1983年には、この星の明るさは0.11等級変化し、測光周期と公転周期はそれぞれ52.6日と53.6日であることが示されました。[ 10 ] 1985年に変光星の指定が与えられました。[ 11 ]
主星表面の黒点は、この変動の原因と考えられており、1978年後半から1990年初頭にかけて撮影された測光データを用いて分析された。その結果は1991年に発表され、6つの黒点が特定された。これらの黒点はそれぞれ、主星を0.1～0.3等級ほど暗くし、数年間続いた。同じ研究で、主星の公転周期も次のように修正された。53.58 ± 0.02日[ 9 ]
1992年の観測では、強いCa II H&KおよびHε輝線と並んで、 Hα輝線が著しく過剰に観測された。1997年の追跡調査では、Hα輝線は弱いながらも依然として強く、スペクトル減算によって一価イオン化ヘリウムからの明瞭な輝線も検出された。[ 12 ] 2000年の追加観測では、Hα線のプロファイルに大きな変動が見られることが発見された。[ 4 ]
参照
参考文献
- ^ a b "HD 37824" . SIMBAD .ストラスブール天文台. 2024年11月18日閲覧
- ^ a b c d e Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). 「Gaiaデータリリース3. コンテンツとサーベイプロパティの概要」 .天文学と天体物理学. 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode : 2023A&A...674A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875 . VizieRにおけるこのソースの Gaia DR3 レコード。
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