ベータデルフィニ
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| 観測データエポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | デルフィヌス |
| 赤経 | 20時間37分32.94130秒[ 1 ] |
| 赤緯 | +14° 35′ 42.3195″ [ 1 ] |
| 見かけの等級 （V） | 3.617 ± 0.016 [ 2 ] (4.11 + 5.01) [ 3 ] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | F5 III + F5 IV [ 4 ] |
| B−V色指数 | 答え: 0.43 ± 0.14 B: 0.56 ± 0.25 [ 1 ] |
| 天体測量 | |
| ベータデルフィニA | |
| 固有運動（μ） | RA: +118.09 [ 1 ]マス/年12 月: -48.06 [ 1 ]マス/年 |
| 視差（π） | 32.33 ± 0.47 mas [ 1 ] |
| 距離 | 101 ± 1 光年 (30.9 ± 0.4 pc ) |
| 絶対等級 （M V） | 1.58 ± 0.12 [ 2 ] |
| ベータデルフィニB | |
| 絶対等級 （M V） | 2.79 ± 0.14 [ 2 ] |
| 軌道[ 3 ] | |
| 期間（P） | 26,660 年 |
| 長半径（a） | 0.440インチ |
| 離心率（e） | 0.36 |
| 傾斜（i） | 61° |
| ノードの経度（Ω） | 177° |
| 近点期（ T） | 1989 . 50年 |
| 近点引数（ω）（二次） | 349° |
| 半振幅（K 1）（プライマリ） | 7.6 [ 5 ] km/s |
| 詳細 | |
| ベータデルフィニA | |
| 質量 | 1.75 ± 0.002 [ 2 ] M ☉ |
| 明るさ | 24 [ 6 ] L ☉ |
| 表面重力（log g） | 3.50 [ 6 ] cgs |
| 温度 | 6587 [ 6 ] K |
| 金属量[Fe/H] | –0.05 [ 2 ] デックス |
| 回転速度（v sin i） | 49.8 [ 6 ] km/s |
| 年 | 1.79+0.17 −0.72[ 2 ] ジル |
| ベータデルフィニB | |
| 質量 | 1.47 ± 0.04 [ 2 ] M ☉ |
| 明るさ | 8 [ 7 ] L ☉ |
| その他の指定 | |
| ロタネフ、ロタネン、ヴェナトール、β デル、ベータ デルフィニ、ベータ デル、6 デルフィニ、6 デル、BD +14 4369、HD 196524、HIP 101769、HR 7882、SAO 106316、WDS 20375+1436AB [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] | |
| データベース参照 | |
| シンバッド | データ |
βデルフィニ（β Delphini、略称Beta Del、β Del）は、いるか座にある連星である。いるか座で最も明るい恒星である。
この星系の2つの構成要素は、ベータデルフィニA（正式名称はロタネフ/ ˈ r oʊ t ə n ɛ v /、歴史的にはこの星系の名前）[ 11 ] [ 12 ]とBと呼ばれています。
命名法
βデルフィニ（ラテン語表記ではBeta Delphini）は、この連星のバイエル名である。2つの構成要素をBeta Delphini AとBと命名するのは、ワシントン多重星カタログ（WMC）が多重星系に用いる慣例に由来し、国際天文学連合（IAU）もこれを採用している。[ 13 ]
デルフィニ座のベータ星には、ロタネフという歴史的な名前がついていたが、これは次のことからついた。ニッコロ・カチャトーレはジュゼッペ・ピアッツィの助手で、後にパレルモ天文台の台長となった。この名前が初めて登場したのはピアッツィのパレルモ星表である。この星表が1814年に出版されたとき、デルフィニ座のアルファ星とベータ星に、それぞれスアロシンとロタネフというなじみのない名前が付けられた。最終的に、イギリスの天文学者であるトーマス・ウェッブ牧師がその説明を解明した。[ 14 ]カチャトーレの名前であるニコラス・ハンターは英語に訳されると、ニコラウス・ベナトールというラテン語になる。この構造の文字を逆にすると2つの名前ができる。カチャトーレが自分の名前にちなんで2つに名前を付けるというちょっとした悪ふざけの結果、この2つの名前は今も使われている。星表出版から45年経ってウェッブがどのようにしてこの説明にたどり着いたのかは、いまだに謎である。[ 15 ]
2016年、国際天文学連合（ IAU）は恒星名作業部会（WGSN）[ 16 ]を組織し、恒星の固有名をカタログ化し標準化しました。WGSNは、複数の恒星系全体ではなく、個々の恒星に固有名を付与することを決定しました[ 17 ]。 2016年9月12日、WGSNはベータ・デルフィニA星系にロタネフという名前を承認し、現在、IAU承認恒星名リストに掲載されています[ 12 ] 。
中国語で、「良いひょうたん」を意味する「瓠瓜( Hù Guā )」は、ベータ デルフィニ、アルファ デルフィニ、ガンマ2デルフィニ、デルタ デルフィニ、ゼータ デルフィニで構成される星占いを指します。[ 18 ]
プロパティ
ベータデルフィニは、1873年にアメリカの天文学者S.W.バーナムによって連星系であることが発見されました。[ 19 ]この系は、周期26.66年、離心率0.36で互いの周りを回るF型星のペアで構成されています。軌道面は、地球からの視線に対して61°の角度で傾いています。2つの星の角度は約0.44 秒角離れており、望遠鏡で分離するのが難しい星となっています。大きい方の星は、太陽の1.75倍の質量[ 2 ]と24倍の光度を持つ巨星で、[ 6 ]もう一方の星は、太陽の1.47倍の質量[ 2 ]と約8倍の光度を持つ準巨星です。[ 7 ]この系の年齢は約18億年です。[ 2 ]
参照
参考文献
- ^ a b c d e f van Leeuwen, F. (2007年11月)、「新しいヒッパルコス還元の検証」、天文学と天体物理学、474 (2): 653– 664、arXiv : 0708.1752、Bibcode : 2007A&A...474..653V、doi : 10.1051/0004-6361:20078357、S2CID 18759600
- ^ a b c d e f g h i j Davidson, James W. Jr.; et al. (2009年11月)、「スペックルイメージングを用いた17個の連星の光度測定分析」、The Astronomical Journal、138 (5): 1354– 1364、Bibcode : 2009AJ....138.1354D、doi : 10.1088/0004-6256/138/5/1354
- ^ a b Söderhjelm, Staffan (1999年1月)、「ヒッパルコス以降の視覚的連星軌道と質量」、天文学と天体物理学、341 : 121– 140、Bibcode : 1999A&A...341..121S
- ^ Edwards, TW (1976年4月)、「視覚的連星成分のMK分類」、天文学ジャーナル、81 : 245– 249、Bibcode : 1976AJ.....81..245E、doi : 10.1086/111879
- ^ Pourbaix, D.; et al. (2004年9月)、「SB9：分光連星軌道の第9カタログ」、天文学と天体物理学、424：727– 732、arXiv：astro-ph/0406573、Bibcode：2004A&A...424..727P、doi：10.1051/0004-6361:20041213、S2CID 119387088
- ^ a b c d e Mallik, Sushma V.; Parthasarathy, M.; Pati, AK (2003年10月)「F型およびG型矮星および準巨星におけるリチウムと回転」、天文学と天体物理学、409 : 251– 261、Bibcode : 2003A&A...409..251M、doi : 10.1051/0004-6361:20031084
- ^ a b Rotanev Archived November 21, at the Wayback Machine , Stars , Jim Kaler. 2008年10月1日にオンラインでアクセス。
- ^ HD 196524 -- 分光連星、データベースエントリ、 SIMBAD。2008年10月1日にオンラインでアクセス。
- ^エントリ20375+1436、ワシントン二重星カタログ、 2008年9月8日アーカイブ、 Wayback Machine、米国海軍天文台。2008年10月1日にオンラインでアクセス。
- ^ HR 7882 Archived 2022-01-27 at the Wayback Machine、データベースエントリ、The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminary Version)、D. Hoffleit and WH Warren, Jr.、 CDS ID V/50。2008年10月1日にオンラインでアクセス。
- ^クニッツシュ, ポール; スマート, ティム (2006). 『現代の星名辞典：254の星名とその由来についての短いガイド（第2版）』ケンブリッジ、マサチューセッツ州: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7。
- ^ a b「星の命名」 IAU.org. 2025年3月10日時点のオリジナルよりアーカイブ。2017年12月16日閲覧。
- ^ Hessman, FV; Dhillon, VS; Winget, DE; Schreiber, MR; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). 「多重恒星系および太陽系外惑星の命名規則について」. arXiv : 1012.0707 [ astro-ph.SR ].
- ^ Webb, TW (1859). 『一般的な望遠鏡で観測できる天体』ロンドン: Longmans, Green and Co. pp. 193– 194.
- ^マーク・ハーン、「1814年パレルモ星カタログの秘密」。星の名前の物語。マーク・ハーン、ケンブリッジ大学天文学研究所図書館。2016年3月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年5月11日閲覧。
- ^ IAU 星の名前に関するワーキンググループ (WGSN)、国際天文学連合、 2016年6月10日時点のオリジナルよりアーカイブ。2016年5月22日閲覧。
- ^ 「WG 3年ごとの報告書（2015～2018年） - 星の名前」（PDF） 5ページ。2019年8月23日時点のオリジナル（PDF）からアーカイブ。 2018年7月14日閲覧。
- ^ (中国語)中國星座神話、陳久金著。台灣書房出版有限公司発行、2005 年、 ISBN 978-986-7332-25-7。
- ^バーナム、ロバート (1978)、「バーナムの天体ハンドブック：太陽系外の宇宙への観測者ガイド」、ドーバー天文学書、第2巻（第2版）、クーリエ・ドーバー出版、p. 820、ISBN 0-486-23568-8
外部リンク
- Kummer, Juergen. 「Special Stars: Rotanev」 . jumk.de. 2015年8月23日閲覧。
