シ・ブーティス
シ・ブーティス
うしかい座とその周辺の星の位置と境界を示す図
うしかい座とその周辺の星の位置と境界を示す図
ξ Boötis の位置（丸で囲まれた部分）
観測データエポックJ2000      エキノックスJ2000
星座うしかい座
赤経14時間51分23.37993秒[ 1 ]
赤緯+19° 06′ 01.6994″ [ 1 ]
見かけの等級 （V）4.675 + 6.816 [ 2 ]
特徴
スペクトル型G8 Ve + K4 Ve [ 3 ]
B−V色指数0.725/1.165 [ 2 ]
変数型ドラ[ 4 ]
天体測量
ξブーA
視線速度（R v）+1.59 ± 0.12 [ 1 ] km/s
固有運動（μ）RA:  127.468 mas /年[ 1 ] 12 月:  −40.569 mas /年[ 1 ]
視差（π）148.0695 ± 0.1317  mas [ 1 ]
距離22.03 ± 0.02 光年 (6.754 ± 0.006  pc )
絶対等級 （M V）5.54 ± 0.007 [ 5 ]
ξブーB
視線速度（R v）+2.31 ± 0.13 [ 6 ] km/s
固有運動（μ）RA:  133.376 mas /年[ 6 ] 12 月:  −182.059 mas /年[ 6 ]
視差（π）148.1793 ± 0.0546  mas [ 6 ]
距離22.011 ± 0.008 光年 (6.749 ± 0.002  pc )
軌道[ 7 ]
期間（P）152.46 ± 0.07歳
長半径（a）4.91985 ± 0.00266インチ
離心率（e）0.5141 ± 0.0005
傾斜（i）140.538 ± 0.065 °
ノードの経度（Ω）167.938 ± 0.162 °
近点期（ T）2061.90 ± 0.09
近点引数（ω）（二次）24.015 ± 0.258 °
詳細
ξブーA
質量0.88 ± 0.03 [ 8 ]  M ☉
半径0.817 ± 0.007 [ 8 ]  R ☉
明るさ0.562 ± 0.036 [ 8 ]  L ☉
表面重力（log  g）4.561 ± 0.017 [ 8 ]  cgs
温度5,545 ± 92 [ 8 ]  K
金属量[Fe/H]−0.10 ± 0.04 [ 8 ] デックス
回転6.2日[ 9 ]
年200 [ 10 ] ミル
ξブーB
質量0.66 ± 0.07 [ 11 ]  M ☉
半径0.61 [ 9 ]  R ☉
明度（視覚、L V）0.061 リットル☉
温度4,350 ± 150 [ 11 ]  K
回転11.5 [ 9 ]日
その他の指定
ξ ブー, 37 ブーティス, BD +19°2870 , GC 19991 , GJ 566 , HD 131156 , HIP 72659 , HR 5544 , SAO 101250 , WDS J14514+1906 [ 12 ]
データベース参照
シンバッドシステム
あ
B
アリンスデータ

うしかい座Xi Boötisは、北のうしかい座にある連星系[ 11 ]です。その名前はバイエル記法でξ Boötisのラテン語化され、Xi Booまたはξ Booと略されます。うしかい座で最も近い目に見える恒星です。この対の明るい主星は、典型的な視等級が4.70で、肉眼で見ることができます。視差測定に基づくと、地球から22.0光年（6.7パーセク）の距離にあります。この対は太陽から+2 km/sの視線速度でさらに遠くに漂っています。 [ 1 ]

プロパティ

ブーティスXiの光度曲線。b等級とy等級の平均を時間の関数として示している。Lockwood et al. (2007) [ 13 ]より改変。

この系の主星はG型主系列星で、恒星分類はG8 Veである[ 3 ]。ここで「e」はスペクトル中の輝線を示す。BYドラコニス変光星であり、見かけの等級は+4.52から+4.67まで変化し、周期は10日強である。彩層の磁気活動は時間とともに変化するが、活動周期は確認されていない（2019年現在）。[ 14 ]質量は太陽の88%、半径は82%であるが、光度は太陽のわずか56%である。[ 8 ]

副星は、K4 Ve型の小型のK型主系列星である。 [ 3 ]質量は太陽の66%、半径は太陽の61%である。この星は、有効温度4,350 Kで、光球から太陽の光度のわずか6.1%を放射している。 [ 11 ]これにより、見かけの視等級は6.8等級となり、[ 2 ]肉眼で観測するのは困難である。2019年現在、この星は太陽から1.5等級離れている。主電波から5.20インチ、位置角298°。[ 15 ]

2つの連星は、共通の重心の周りを広く楕円形の軌道を描き、152.5年で1周します。[ 7 ]太陽系外惑星探査の一環として主星の視線速度測定が行われ、速度に直線的な傾向が見られました。これはおそらく、副星によるものと考えられます。 [ 16 ] 2つの連星は小型望遠鏡で分離可能です。この連星系には、太陽に最も近い若い太陽型恒星が2つ含まれており、その系年齢は約2億年です。[ 10 ]

主星A成分は、赤外線観測に基づき、カイパーベルトのような塵の円盤を持つ候補星として特定されている[ 17 ]。この塵の円盤の最小質量は、地球の月の質量の2.4倍と推定されている。（カイパーベルトの質量が月の8.2倍であることと比較されたい。）[ 18 ]

この系に惑星が存在するための必要条件は、天体が長期間にわたって軌道上に留まることができる安定領域である。この恒星系の個々の恒星の周りを円軌道で周回する仮想的な惑星の場合、この最大軌道半径は次のように計算される。主星は3.8  AU 、伴星は3.5 AUです。両方の恒星の外側を周回する惑星は、少なくとも108 AU離れている必要があります。 [ 19 ]

参照

参考文献

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  2. ^ a b c Høg, E.; et al. (2000年3月). 「ティコ2カタログ：250万個の最も明るい星」.天文学と天体物理学. 355 : L27– L30.書誌コード: 2000A&A...355L..27H . ISSN 0004-6361 . 
  3. ^ a b c Levato, H.; Abt, HA (1978年8月). 「おおぐま座流域のスペクトル型」 .太平洋天文学会刊行物. 90 : 429−433. Bibcode : 1978PASP...90..429L . doi : 10.1086/130352 .
  4. ^ Samus, NN; et al. (2017). 「変光星総合カタログ」.天文学レポート. GCVS 5.1. 61 (1): 80– 88. Bibcode : 2017ARep...61...80S . doi : 10.1134/S1063772917010085 .
  5. ^ Park, Sunkyung; et al. (2013). 「ウィルソン・バップ効果：地表重力への拡張」.天文学ジャーナル. 146 (4): 73. arXiv : 1307.0592 . Bibcode : 2013AJ....146...73P . doi : 10.1088/0004-6256/146/4/73 . S2CID 119187733 . 
  6. ^ a b c 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。
  7. ^ a bイズマイロフ、イゴール；ホヴリッチェフ、マキシム（2025年1月）。「850個の広視野連星の新しい軌道パラメータとその統計的特性」天文学と天体物理学の研究。25 (1): 015016。Bibcode ：2025RAA....25a5016I。doi：10.1088 / 1674-4527/ ad9da3。ISSN ：1674-4527。 
  8. ^ a b c d e f g Karovicova, I.; et al. (2022). 「CHARA干渉計によるベンチマーク星の基本恒星パラメータ -- II. 矮星」. Astronomy & Astrophysics . 658 : A47. arXiv : 2109.06203 . Bibcode : 2022A&A...658A..47K . doi : 10.1051/0004-6361/202141833 . S2CID 219558406 . 
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