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グリーゼ514

太陽からおとめ座の方向に24.85光年離れた場所に位置するM型主系列星

グリーゼ514（BD+11 2576やHIP 65859とも知られている）とは、太陽からおとめ座の方向に24.85光年離れた場所に位置するM型主系列星である。グリーゼ514が太陽から近い距離に存在していることは、1988年以来正確に知られていた[9]。ドップラー分光法による観測で、2022年に1つの確認された太陽系外惑星が周囲を公転していることが知られている[7]。

グリーゼ514
Gliese 514
星座 おとめ座
見かけの等級 (mv) 9.029
分類 赤色矮星
位置
赤経 (RA, α)  13h 29m 59.7859s[1]
赤緯 (Dec, δ) 10° 22′ 37.7845″[1]
視線速度 (Rv) 14.606 km/s[2]
固有運動 (μ) 赤経: 1127.34±0.03 ミリ秒/年[3]
赤緯: -1073.888±0.013 ミリ秒/年[3]
年周視差 (π) 131.1013 ± 0.0270ミリ秒[3]
（誤差0%）
距離 24.878 ± 0.005 光年[注 1]
（7.628 ± 0.002 パーセク[注 1]）
絶対等級 (MV) 5.89[4]
軌道要素と性質
惑星の数 1+1?
物理的性質
半径 0.611±0.043 R☉[5]
質量 0.526 M☉[5]
表面重力 4.59 cgs[5]
自転速度 2.00 km/s[6]
自転周期 28.0±2.9 日[7]
光度 0.043 L☉[5]
表面温度 2901[4] - 3727[8] K
金属量[Fe/H] -0.7 ~ +0.34[6]
年齢 >8 億年
他のカタログでの名称
BD+11 2576、HIP 65859、LTT 13925、Ross 490、TYC 895-317-1、2MASS J13295979+1022376, Gaia EDR3 3738099879558957952[1]
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特性 編集

グリーゼ514の金属量（Fe/H）はほとんど不明であり、中央値は-0.4から+0.18の範囲であると報告されている。この誤差は、グリーゼ514の恒星スペクトルの特異性によるものである。スペクトルの特異性は恒星の温度測定の精度にも影響を及ぼしている[6]。報告されている値は2901ケルビンである[4]。グリーゼ514のスペクトルは輝線を示しているが[10]、恒星自体の恒星黒点の活動は低い[11]。

Multiplicity surveyによる2020年時点の観測では、周囲を公転する伴星のような天体は検出されなかった[12]。

太陽は現在、グリーゼ514のオールトの雲の潮汐尾を通過していると計算されているため、将来的に太陽系を通過する恒星間天体の一部はグリーゼ514に由来する可能性がある[13]。

惑星系 編集

2019年以降、グリーゼ514の周囲を公転する公転周期が15日間の惑星が存在することが疑われた[14]。しかし、その惑星は確認されていない。2022年、軌道離心率の高い公転周期が140日のグリーゼ514bという名称の別の惑星（スーパーアース）がドップラー分光法によって発見された。グリーゼ514bの軌道はハビタブルゾーン内に部分的に位置しており、惑星の平衡温度は軌道の場所によって大きく異なるが、平均は211ケルビンに等しい。また、bよりも内側に惑星候補であるグリーゼ514cとされる信号が観測されている。cは確認されていないが、公転周期は約64日で、軌道離心率は0.5~0.6の間にあるとされる[7]。

恒星の赤外超過は、SN比が低いにもかかわらず、惑星系内に塵円盤が存在する可能性があることも示している[15]。

グリーゼ514の惑星[7]
名称
（恒星に近い順） 		質量 軌道長半径
（天文単位） 		公転周期
(日) 		軌道離心率 軌道傾斜角 半径
c (候補) — — 63.64+0.20
−1.93 		0.58+0.13
−0.20 		— —
b >5.2±0.9 M⊕ 0.422+0.014
−0.015 		140.43±0.41 0.45+0.15
−0.14 		— —

脚注 編集

注釈 編集

  1. ^ a b 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 "BD+11 2576". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. 2022年4月17日閲覧。
  2. ^ Manara, C. F. et al. (2021), “PENELLOPE: The ESO data legacy program to complement the Hubble UV Legacy Library of Young Stars (ULLYSES)”, Astronomy & Astrophysics 650: A196, arXiv:2103.12446, doi:10.1051/0004-6361/202140639 
  3. ^ a b c Brown, A. G. A. (2021). “Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties”. アストロノミー・アンド・アストロフィジックス 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode: 2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. 
  4. ^ a b c Ghosh, Samrat; Ghosh, Supriyo; Das, Ramkrishna; Mondal, Soumen; Khata, Dhrimadri (2020), “Understanding the physical properties of young M dwarfs: NIR spectroscopic studies”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 493 (3): 4533–4550, arXiv:2002.05762, doi:10.1093/mnras/staa427 
  5. ^ a b c d Berger, D. H.; Gies, D. R.; McAlister, H. A.; Brummelaar, T. A. ten; Henry, T. J.; Sturmann, J.; Sturmann, L.; Turner, N. H. et al. (2006), “First Results from the CHARA Array. IV. The Interferometric Radii of Low‐Mass Stars”, The Astrophysical Journal 644 (1): 475–483, arXiv:astro-ph/0602105, Bibcode: 2006ApJ...644..475B, doi:10.1086/503318 
  6. ^ a b c Olander, T.; Heiter, U.; Kochukhov, O. (2021), “Comparative high-resolution spectroscopy of M dwarfs: Exploring non-LTE effects”, Astronomy & Astrophysics 649: A103, arXiv:2102.08836, Bibcode: 2021A&A...649A.103O, doi:10.1051/0004-6361/202039747 
  7. ^ a b c d Damasso, M. et al. (2022), A quarter century of spectroscopic monitoring of the nearby M dwarf Gl 514 A super-Earth on an eccentric orbit moving in and out of the habitable zone, arXiv:2204.06376 
  8. ^ Lindgren, Sara; Heiter, Ulrike (2017), “Metallicity determination of M dwarfs”, Astronomy & Astrophysics 604: A97, arXiv:1705.08785, doi:10.1051/0004-6361/201730715 
  9. ^ Determinations of the parallaxes of BD +11 2576 and BD +18 683
  10. ^ Lindegren, Lennart; Dravins, Dainis (2021), “Astrometric radial velocities for nearby stars”, Astronomy & Astrophysics 652: A45, arXiv:2105.09014, Bibcode: 2021A&A...652A..45L, doi:10.1051/0004-6361/202141344 
  11. ^ Reiners, A. (2007), “The narrowest M-dwarf line profiles and the rotation-activity connection at very slow rotation”, Astronomy and Astrophysics 467 (1): 259, arXiv:astro-ph/0702634, Bibcode: 2007A&A...467..259R, doi:10.1051/0004-6361:20066991 
  12. ^ Lamman, Claire; Baranec, Christoph; Berta-Thompson, Zachory K.; Law, Nicholas M.; Schonhut-Stasik, Jessica; Ziegler, Carl; Salama, Maïssa; Jensen-Clem, Rebecca et al. (2020), “Robo-AO M-dwarf Multiplicity Survey: Catalog”, The Astronomical Journal 159 (4): 139, arXiv:2001.05988, Bibcode: 2020AJ....159..139L, doi:10.3847/1538-3881/ab6ef1 
  13. ^ Portegies Zwart, S. (2021), “Oort cloud Ecology”, Astronomy & Astrophysics 647: A136, arXiv:2011.08257, doi:10.1051/0004-6361/202038888 
  14. ^ Barnes, J. R.; et al. (11 June 2019). "Frequency of planets orbiting M dwarfs in the Solar neighbourhood" (英語). arXiv:1906.04644 [astro-ph.EP]。
  15. ^ Tanner, Angelle; Plavchan, Peter; Bryden, Geoff; Kennedy, Grant; Matrá, Luca; Cronin-Coltsmann, Patrick; Lowrance, Patrick; Henry, Todd et al. (2020), “Herschel Observations of Disks around Late-type Stars”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 132 (1014): 084401, arXiv:2004.12597, Bibcode: 2020PASP..132h4401T, doi:10.1088/1538-3873/ab895f 
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