ロス 154
ロス 154
ロス 154 は、いて座にあります。
ロス 154 は、いて座にあります。
ロス 154
射手座のロス154の位置
観測データエポックJ2000      エキノックスJ2000
星座射手座[ 1 ]
赤経18時間49分49.36378秒[ 2 ]
赤緯−23° 50′ 10.4474″ [ 2 ]
見かけの等級 （V）10.44 [ 3 ]
特徴
スペクトル型M3.5V [ 3 ]
B−V色指数1.76 [ 4 ]
変数型フレア星[ 5 ]
天体測量
視線速度（R v）−11.12 ± 0.57 [ 2 ] km/s
固有運動（μ）RA:  +639.368マス/年[ 2 ] 12 月:  −193.958マス/年[ 2 ]
視差（π）336.0266 ± 0.0317  mas [ 2 ]
距離9.7063 ± 0.0009 光年 (2.9760 ± 0.0003  pc )
絶対等級 （M V）13.07 [ 3 ]
詳細
質量0.177 ± 0.004 [ 6 ]  M ☉
半径0.200 ± 0.008 [ 6 ]  R ☉
明るさ0.004015 ± 0.000048 [ 6 ]  L ☉
表面重力（log  g）5.00 ± 0.05 [ 7 ]  cgs
温度3,248+68 −66[ 6 ]  K
金属量[Fe/H]−0.25 [ 8 ] デックス
回転2.848 ± 0.001 [ 9 ]日
回転速度（v  sin  i）3.5 ± 1.5 [ 8 ]  km/s
年1 [ 8 ]  Gyr未満
その他の指定
CD −23°14742、GCTP  4338、GJ  729、HIP  92403、LHS  3414、いて座 V1216 [ 10 ]
データベース参照
シンバッドデータ

ロス154（V1216 Sgr）は、南半球のいて座にある恒星です。見かけの視等級は10.44等級[ 3 ]で、肉眼で見るには非常に暗いです。ロス154を観察するには、理想的な条件下で少なくとも口径6.5cm（3インチ）の望遠鏡が必要です。[ 11 ]この恒星までの距離は視差測定から推定でき、地球から9.71光年（2.98パーセク）離れています。[ 2 ]ロス154は南半球のいて座で最も近い恒星であり、太陽に 最も近い恒星の1つです。

説明

この星は1925年にアメリカの天文学者フランク・エルモア・ロスによって初めてカタログ化され、彼の新しい変光星の4番目のリストの一部となりました。[ 12 ] 1926年、ロスは、同じアメリカの天文学者E・E・バーナードが以前に撮影した写真乾板と位置を比較した後、測定可能な固有運動を示す星の2番目のリストにこの星を追加しました。[ 13 ] 1937年、南アフリカのヨハネスブルグにあるイェール大学の望遠鏡の写真乾板を使用して、ウォルター・オコンネルが予備的な視差値を0.362 ± 0.006秒角と決定しました。これにより、この星は当時知られていた近くの星の中で6番目の位置に配置されました。[ 14 ]

ケプラーデータからプロットされたV1216 Sagittariiの広帯域可視光曲線[ 15 ]

ロス 154 はUV クジラ座のタイプのフレア星であることが判明しており、主要なフレアの平均間隔は約 2 日です。[ 5 ]このようなフレア活動の最初のものは 1951 年にオーストラリアで観測され、星の等級が 0.4 増加しました。[ 16 ]通常、フレア中に星の等級は 3～4 増加します。[ 17 ]星の表面磁場の強さは、 2.2 ± 0.1 kGと推定されています。[ 18 ]ロス 154 はX 線源であり、いくつかの X 線観測所で検出されています。静止 X 線光度は約9 × 10 27 ergs s −1です。[ 8 ]この星からの X 線フレア放射はチャンドラ観測所によって観測されており、特に大きなフレアでは2.3 × 10 33 ergが放射されています。[ 8 ]

M3.5V [ 3 ]という恒星分類は、この星が中心部で水素の核融合反応によってエネルギーを生成している赤色矮星であることを示しています。質量は太陽の18%、半径は太陽の20%と推定されていますが[ 6 ]、放射する光度は太陽のわずか0.4%です[ 6 ]。対流が外層でのみ発生する太陽とは対照的に、これほど低質量の赤色矮星は完全に対流が発生します[ 19 ]。比較的高い予測自転速度に基づくと、この星はおそらく推定年齢が10億年未満の若い星です[ 8 ] 。ヘリウムより重い元素の存在量は太陽の約半分です[ 8 ]。

ロス 154 の周回軌道上には低質量の伴星は発見されていない。[ 20 ]また、この恒星は、星周塵の存在を示唆するような過剰な赤外線放射も示していない。このようなデブリ円盤は、約 1000 万年以上古い M 型星系ではまれであり、主に恒星風の抵抗によって除去されてきた。[ 21 ]銀河座標系におけるこの恒星の空間速度成分は、[ U 、 V 、 W ] = [–12.2、–1.0、–7.2] km s −1 である。[ 22 ]この恒星は、特定の移動恒星グループのメンバーとしては確認されておらず[ 23 ] 、天の川銀河の中を、中心核から 27.65–30.66 kly (8.48–9.40  kpc )の距離で 周回しており、軌道離心率は 0.052 である。[ 24 ]太陽に対する速度が低いことから、この恒星は若い円盤星（種族I）であると考えられていますが、金属量は太陽よりも低いです。[ 25 ]この恒星は約157,000年後に太陽に最も接近し、6.39 ± 0.10 光年（1.959 ± 0.031 pc）まで接近します。[ 26 ]

参照

参考文献

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  2. ^ a b c d e f Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023)、「Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties」、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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