HD 114613
HD 114613
HD 114613の位置（丸で囲んだ部分）
観測データエポックJ2000.0      エキノックスJ2000.0
星座ケンタウルス座[ 1 ]
赤経13時12分03.18430秒[ 2 ]
赤緯−37° 48′ 10.8799″ [ 2 ]
見かけの等級 （V）4.852 ± 0.011 [ 3 ]
特徴
進化段階亜巨星[ 2 ]
スペクトル型G4 IV [ 4 ]
B−V色指数0.659 ± 0.020 [ 3 ]
天体測量
視線速度（R v）−13.03 ± 0.13 [ 2 ] km/s
固有運動（μ）RA:  −382.409マス/年[ 2 ] 12 月:  −46.147マス/年[ 2 ]
視差（π）48.8691 ± 0.1058  mas [ 2 ]
距離66.7 ± 0.1 光年 (20.46 ± 0.04  pc )
絶対等級 （M V）3.29 [ 5 ]
詳細
質量1.25 ± 0.03 [ 6 ]  M ☉
半径2.01 ± 0.06 [ 6 ]  R ☉
明るさ4.057 ± 0.014 [ 7 ]  L ☉
表面重力（log  g）3.97 ± 0.02 [ 7 ]  cgs
温度5,729 ± 17 [ 7 ]  K
金属量[Fe/H]0.19 ± 0.01 [ 7 ] デックス
回転34.1 ± 3.5 日[ 8 ]
回転速度（v  sin  i）2.4 ± 0.5 [ 9 ]  km/s
年5.20 ± 0.24 [ 6 ]  Gyr
その他の指定
CD −37°8437 , FK5 3051 , GJ 501.2 , HD 114613 , HIP 64408 , HR 4979 , SAO 204227
データベース参照
シンバッドデータ

HD 114613 (グリーゼ 501.2 ) は、ケンタウルス座にある 66.7光年(20.5パーセク) 離れた5 等級の黄色準巨星です。

恒星の特徴

HD 114613は、イオタ・ケンタウリの南東約2度、ケンタウルス座の中央付近に位置しています。肉眼でも比較的容易に観測できますが、ケンタウルス座にはより明るい恒星が多く含まれるため、バイエル式やフラムスティード式の名称は与えられていません。

HD 114613のBVカラーと分光温度は、スペクトル型G4に対応しています。これは、この星が太陽よりわずかに低い温度で、G型星に典型的な黄色の色合いをしていることを意味します。ヘルツシュプルング・ラッセル図（左）では、この星は主系列よりかなり上に位置し、準巨星分枝に近い位置にあります。これは、HD 114613が核融合によって中心核の水素を使い果たし、巨星分枝に向かうにつれて半径が拡大する一方で温度が低下していることを意味します。

HD 114613 は水素核融合が終わりに近づいているため、かなり古い恒星であると考えられます。分光学的に算出された質量 1.25 ± 0.03  M ☉と表面重力 log 3.95 ± 0.03 g を組み合わせると、この恒星の年齢は 52 億年 ± 2.4 億年となり、[ 6 ]太陽よりわずかに古いことになります。恒星の金属量は恒星年齢が増加するにつれて減少するのが一般的ですが、薄い円盤の年齢範囲内では幅広い金属量が一般的です。そのため、HD 114613 の鉄存在比 0.19 ± 0.01 dex (太陽存在比の 155 ± 4%) という高い値も珍しくありません。Fe/H = 0.2 dex の恒星における巨大惑星出現率は約 15 % であるため、[ 10 ]この恒星に巨大惑星が存在する可能性も十分に考えられます。

HD 114613の磁気周期は897±61日で、太陽の磁気周期の約4.5倍短く、知られている磁気周期の中で最も短いものの一つである。[ 8 ]

惑星探索

HD 114613 は明るく太陽型であるため、視線速度 (RV) に基づく惑星探索の魅力的なターゲットです。

HD 114613は、1992年から1998年にかけて行われた南半球における最初のRVベースの惑星探査であるESO -CESサーベイの37個のターゲットの一つでした。 [ 11 ]このサーベイでは、数AUの範囲に木星質量の伴星は検出されませんでした。このサーベイをHARPS分光器に拡張することで、さらなる制約が得られ、約5AUの範囲には木星質量の伴星は存在しないことが示唆されました。[ 12 ]

HD 114613 は、1998 年に開始された ESO- CORALIE [ 10 ]およびAAT- UCLES [ 13 ]の惑星探索のサンプルに含まれています。恒星が RV 安定で高精度の探索に適していると判断されたため、HD 114613 は CORALIE サンプルのサブセットに含まれ、2004 年に開始された ESO-HARPS 高精度惑星探索のサンプルになりました。[ 7 ]また、この恒星は 2005 年の AAT サンプルで重要度が高められました。[ 14 ] [ 15 ]メインのサンプルには含まれていないようですが、HD 114613 は、同じく 2004 年に開始されたKeck -HIRES イータ地球低質量惑星探索のサンプルに含まれています。 [ 16 ]

Wittenmyer et al. 2012 [ 17 ]では、HD 114613が低質量惑星ホストであると示されています。これはTuomi et al. 2012（Tuomi, M., et al. 2012, MNRAS, submitted）を参照していますが、その年にはそのような論文は発表されていません。より最近では、Tuomi et al. 2013 [ 18 ]で、 Tau CetiがHD 114613に類似した活動指数分布を持つことが指摘されています。ここでもTuomi et al. 2012が参照されていますが、やや詳細になっています（Tuomi, M., Jones, HRA, Jenkins, JS, et al. 2012, MNRAS, submitted ）。2014年時点で、HD 114613が低質量惑星ホストであると発表する論文は発表されていません。

しかし、これはこの恒星が惑星を宿していないことを意味するわけではない。Wittenmyerら（2014）は、HD 114613の視線速度が10.5年周期で中程度の振幅で変動していることを発見した。これは長周期の伴星の存在を示唆している。[ 19 ]視線速度の半振幅が5.5 m/sであることから、惑星の最小質量は木星質量の約半分となる。この惑星の軌道離心率は0.25と中程度であり、ある程度木星類似惑星とみなすことができる。

2023年の研究では、この視線速度信号は検出されませんでしたが、代わりに約18年というより長い周期の信号が検出されました。これは、長周期磁気活動サイクルに由来する兆候を示しています。これは、以前に検出された信号が惑星由来ではなく、恒星活動に関連していることを示唆しています。[ 20 ]：28 [ 20 ]：44

参考文献

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