コンテンツにスキップ

いて座W星

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』
いて座W星
W Sagittarii
仮符号・別名 いて座γ1星
星座 いて座
見かけの等級 (mv) 4.69[1]
（4.29 - 5.14[2]）
変光星型 DCEP[2]
位置
元期:J2000.0
赤経 (RA, α)  18h 05m 01.2264355704s[3]
赤緯 (Dec, δ) −29° 34′ 48.322222356″[3]
視線速度 (Rv) -28.04 km/s[3]
固有運動 (μ) 赤経: 4.372 ± 0.196 ミリ秒/年[3]
赤緯: -4.588 ± 0.126ミリ秒/年[3]
年周視差 (π) 2.365 ± 0.1765ミリ秒[3]
（誤差7.5%）
距離 1400 ± 100 光年[注 1]
（420 ± 30 パーセク[注 1]）
絶対等級 (MV) -3.76[4]
いて座γ1星の位置（丸印）
物理的性質
半径 Aa: 54.60 ± 0.17 ± 5.63 R☉[5]
B: 2.08 R☉[6]
質量 Aa: 5.30 ± 0.79 M☉[7]
Ab: 1.12 ± 0.17 M☉[7]
B: ∼2.2 M☉[8]
表面重力 Aa: 32 - 140 cm/s2[9]
スペクトル分類 Aa: F4-G2 Ib[2]
Ab: ≤ F5 V[8]
B: A0 V[10]
光度 Aa: 2,690 L☉[4]
B: 31 L☉[6]
有効温度 (Teff) Aa: 5,497 ± 20 ± 50 K[5]
B: 9,200 K[10]
色指数 (B-V) 0.78[1]
色指数 (U-B) 0.52[1]
色指数 (R-I) 0.45[1]
金属量[Fe/H] 0.02[9]
Aa - Ab系
軌道要素と性質
軌道長半径 (a) 5.01 ± 0.21 au[7]
離心率 (e) 0.197 ± 0.018[11]
公転周期 (P) 1615.5 ± 11.0 日[11]
軌道傾斜角 (i) 15 ± 12°[7]
(Aa+Ab) - B系
軌道要素と性質
軌道長半径 (a) 63 au[4]
公転周期 (P) 6.3 ×104 日[4]
他のカタログでの名称
HD 164975, ADS 11029 A, CD -29 14447, HIP 88567, HR 6742, IRC -30351, SAO 186237[3]
■Template （■ノート ■解説） ■Project

いて座W星（いてざWせい、W Sagittarii、W Sgr）は、いて座の方向におよそ1400光年離れた位置にある連星系であり、主星はケフェイド変光星である[3][11][注 1]。

いて座γ1星という名称もあるが、あまり使用されることはない[1]。

2つの伴星は、いずれもケフェイドに比べると遥かに暗い主系列星であり、視覚的に分離できない分光連星と、干渉法でようやく分解できる高温度星からなる[8]。ケフェイドは、約7.6日の周期で4.3等と5.1等の間を規則的に変光する[2]。

発見

[編集]

ドイツの天文学者、ユリウス・シュミット（英語版）が、1866年から1875年にかけてアテネで「いて座γ′星」を観測していて、その光度変化を発見し、初めて変光周期や光度曲線を求め、変光星であることが確定した[12][13]。当初から、いて座W星の光度曲線はわし座η星との類似性が指摘されており、ケフェイド変光星と認識された[12][13]。

いて座W星は、1897年にトーマス・シーによって、14等星の2つの「伴星」が発見されている[14][15]。その後、視線速度の時間変化と、光度曲線の副次的な周期から、連星である可能性が疑われ、試みに軌道要素も計算された[13]。1976年にはスペックル干渉法による観測が行われ、単独の変光星と思われていたものが2つの星像に分かれ、離角が0.116秒角であると報告された[16]。1989年には、視線速度曲線の時間変化の分析によって、その変化は連星の軌道運動と考えることが最適な説明になるとされ、計算された軌道要素から、既知の伴星候補とは別の伴星であることがわかった[17]。

名称

[編集]
NASAの探査機OSIRIS-RExの目標捜索用カメラMapCamが定常的な動作確認の際にバーデの窓付近を撮影した画像。中央下寄りの一番明るい星がいて座γ2星。それよりやや暗い中央付近の星が、いて座W星。出典:NASA / GSFC / University of Arizona[18]

いて座W星という名称は、変光星の命名規則において、いて座で6番目に変光星であることがわかった天体であることを示す[19]。いて座W星には、いて座γ1星というバイエル名が付与されているが、添え字無しのいて座γ星という名前が、しばしばいて座γ2星のことを指し、いて座W星のバイエル名は省かれている[1]。

シーが発見した2つの伴星候補は、エイトケン重星カタログやワシントン重星カタログではB星、C星と符号が割り当てられており、ワシントン重星カタログではスペックル干渉法で発見された伴星をAb星、主星のケフェイドをAa星としている[20][21][22]。一方、連星としてのいて座W星系を論じたものでは、2つの14等星は単に見かけだけの関係であることを示し、スペックル干渉法で分離された伴星をB星、ケフェイドをAa星、視線速度で確認された分光伴星をAb星としている[8]。

星系

[編集]

いて座W星系は、三重連星と考えられている[8]。主星のAa星はケフェイドで、見かけの等級は平均で4.69等、質量は太陽の5.3倍程度と推定される[2][1][7]。Aa星と分光連星を形成する伴星Abは、Aa星との離角が11ミリ秒角に相当すると見積もられるが、視覚的に分離されていない[8]。スペクトル型はF5 Vより低温側の主系列星で、質量は太陽の1.1倍程度と予想される[8][7]。Aa星との明るさの差は8等級に及ぶとみられ、干渉法でも分解して検出するのは困難である[11]。公転周期は、およそ1600日と推定される[11]。スペックル干渉法で分解された伴星Bは、発見時は主星との離角が0.116秒角、その後ハッブル宇宙望遠鏡で検出された際には離角が0.16秒角だった[16][8]。紫外線天文衛星IUEが1982年に観測した際、いて座W星には高温度星の存在が指摘されており、後の観測と合わせてB星がその高温度星であると特定された[6][10][8]。B星は、スペクトル型がA0 Vの白色主系列星で、質量は太陽の2.2倍に相当する[10][8]。

変光

[編集]
TESSの観測結果から作図した、いて座W星の光度曲線の例。

いて座W星は、ケフェイドの中でもケフェウス座δ型（DCEP）に分類される脈動変光星である[2]。明るさは、4.29等から5.14等の間で規則的に変化し、変光周期は7.6日である[2][11]。光度変化に伴って有効温度は1000 K程度変動し、スペクトル型も晩期F型から早期G型の間で変化する[9][2][1]。星の外層が脈動することで、スペクトルの視線速度も時間変化するため、分光連星の尤もらしい軌道要素は、分光器が進歩して視線速度の測定精度が向上したことで、ようやく決定できるようになった[17][8]。

脚注

[編集]

注釈

[編集]
  1. ^ a b c パーセクは1 ÷ 年周視差（秒）より計算、光年は1÷年周視差（秒）×3.2615638より計算

出典

[編集]
  1. ^ a b c d e f g h Hoffleit, D.; Warren, W. H., Jr. (1995-11), “Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed.”, VizieR On-line Data Catalog: V/50, Bibcode: 1995yCat.5050....0H 
  2. ^ a b c d e f g h Samus, N. N.; et al. (2009-01), “General Catalogue of Variable Stars”, VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs, Bibcode: 2009yCat....102025S 
  3. ^ a b c d e f g h “gam01 Sgr -- Classical Cepheid Variable”. SIMBAD. CDS. 2022年8月5日閲覧。
  4. ^ a b c d Evans, Nancy Remage; et al. (2013-10), “Binary Cepheids: Separations and Mass Ratios in 5 M⊙ Binaries”, Astronomical Journal 146 (4): 93, Bibcode: 2013AJ....146...93E, doi:10.1088/0004-6256/146/4/93 
  5. ^ a b Breitfelder, J.; et al. (2016-03), “Observational calibration of the projection factor of Cepheids. II. Application to nine Cepheids with HST/FGS parallax measurements”, Astronomy & Astrophysics 587: A117, Bibcode: 2016A&A...587A.117B, doi:10.1051/0004-6361/201527030 
  6. ^ a b c Böhm-Vitense, E.; Proffitt, Charles (1985-09-01), “Blue companions of Cepheids”, Astrophysical Journal 296: 175-184, Bibcode: 1985ApJ...296..175B, doi:10.1086/163433 
  7. ^ a b c d e f Kervella, Pierre; et al. (2019-03), “Multiplicity of Galactic Cepheids and RR Lyrae stars from Gaia DR2. I. Binarity from proper motion anomaly”, Astronomy & Astrophysics 623: A116, Bibcode: 2019A&A...623A.116K, doi:10.1051/0004-6361/201834210 
  8. ^ a b c d e f g h i j k Evans, Nancy Remage; Massa, Derck; Proffitt, Charles (2009-03), “Massive Star Multiplicity: The Cepheid W Sgr”, Astronomical Journal 137 (3): 3700-3705, Bibcode: 2009AJ....137.3700E, doi:10.1088/0004-6256/137/3/3700 
  9. ^ a b c Luck, R. E.; Andrievsky, S. M. (2004-07), “Phase-dependent Variation of the Fundamental Parameters of Cepheids. I. Periods from 6 to 10 Days”, Astronomical Journal 128: 343-356, Bibcode: 2004AJ....128..343L, doi:10.1086/420991 
  10. ^ a b c d Evans, Nancy Remage (1991-05-10), “Classical Cepheid luminosities from binary companions”, Astrophysical Journal 372: 597-609, Bibcode: 1991ApJ...372..597E, doi:10.1086/170004 
  11. ^ a b c d e f Gallenne, A.; et al. (2019-02), “Multiplicity of Galactic Cepheids from long-baseline interferometry. IV. New detected companions from MIRC and PIONIER observations”, Astronomy & Astrophysics 622: A164, Bibcode: 2019A&A...622A.164G, doi:10.1051/0004-6361/201834614 
  12. ^ a b Schmidt, Johan Friedrich Julius (1876-01), “Über die veränderlichen Sterne U, W, X Sagittarii”, Astronomische Nachrichten 87 (7): 97-114, Bibcode: 1876AN.....87...97S, doi:10.1002/asna.18760870702 
  13. ^ a b c Curtiss, Ralph H. (1904-10), “I. A method of measurement and reduction of spectrograms for the determination of radial velocities. II. Application to a study of the variable star W Sagittarii.”, Astrophysical Journal 20 (3): 149-187, Bibcode: 1904ApJ....20..149C, doi:10.1086/141149 
  14. ^ See, T. J. J. (1898-03-28), “Discoveries and measures of double and multiple stars in the southern hemisphere”, Astronomical Journal 18 (431-432): 181-187, Bibcode: 1898AJ.....18..181S, doi:10.1086/102881 
  15. ^ See, T. J. J. (1898-03-28), “First catalogue of new double and multiple stars in the southern hemisphere, discovered at the Lowell Observatory”, Astronomical Journal 18 (431-432): 188-218, Bibcode: 1898AJ.....18..188S, doi:10.1086/102882 
  16. ^ a b Morgan, B. L.; et al. (1978-06), “Observations of binary stars by speckle interferometry - I”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 183: 701-710, Bibcode: 1978MNRAS.183..701M, doi:10.1093/mnras/183.4.701 
  17. ^ a b Babel, J.; et al. (1989-06), “W Sagittarii : pulsation and orbit”, Astronomy & Astrophysics 216: 125-134, Bibcode: 1989A&A...216..125B 
  18. ^ “MapCam Images Milky Way Galaxy”. OSIRIS-REx. Arizona Board of Regents. 2022年8月5日閲覧。
  19. ^ Jim Kaler. “ALNASL (Gamma-2 and Gamma-1=W Sagittarii)”. Stars. University of Illinois. 2022年8月5日閲覧。
  20. ^ “CD-29 14447B -- Star”. SIMBAD. CDS. 2022年8月5日閲覧。
  21. ^ “CD-29 14447C -- Star”. SIMBAD. CDS. 2022年8月5日閲覧。
  22. ^ Mason, Brian D.; et al. (2022-05), “The Washington Visual Double Star Catalog”, VizieR On-line Data Catalog: B/wds, Bibcode: 2022yCat....102026M 

関連項目

[編集]

外部リンク

[編集]

座標: 星図 18h 05m 01.2264355704s, −29° 34′ 48.322222356″

「https://ja.wikipedia.org/w/index.php?title=いて座W星&oldid=95223453」から取得