미노리스자리 베타

Beta Canis Minoris
미노리스자리 베타
Position Beta Cmi.png
베타 카니스 마이너리스의 위치
관측 데이터
에폭 J2000 이쿼녹스 J2000
별자리 카니스 마이너
우측 상승 07h 27m 09.04174s[1]
탈위임 +08° 17′ 21.5368″[1]
겉보기 크기 (V) 2.84–2.92[2]
특성.
스펙트럼형 B8 VE[3]
U-B색지수 −0.28[4]
B-V색지수 −0.09[4]
변수형 γ Cas[2] + SPBe[3]
아스트로메트리
방사 속도 (Rv)+22km[5]/s
고유 운동 (μ) RA: −59.375 ± 1.708[6]mas/yr
Dec.: −35.010 ± 1.368[6]mas/yr
시차 (π)20.35 ± 1.2220[6] 마스
거리160 ± 10 리
(49 ± 3 pc)
절대치수 (MV)−0.59[7]
세부 사항
미사3.5[3] M☉
반지름3.5[8] R☉
루미도195[3] L☉
표면 중력 (log g)3.51[8] cgs
온도11,772[8] K
회전 속도 (v sin i)시속 210km[9]
나이160+20
−60[10] 마이어
기타 지정
고메사, 알고멜라, 고멜자, 3 카니스 마이너리스, BD+08°1774, FK5 285, HD 58715, HIP 36188, HR 2845, IRAS 07244+0823, SAO 115456[11]
데이터베이스 참조
심바드자료

베타 카니스 미노리스(β 카니스 미노리스, 약칭 베타 CMi, β CMi)도 고메사 /ɒˈmamazz//[12][13]로 명명된 카니스 미노리스(Canis Minoris, β CMi)는 카니스 미노르자리에 있는 별이다.밤하늘에서는 저명한 별 프로시온에 가까운 것으로 유명하다.

명명법

β 카니스 마이너리스(Beta Canis Minoris에 라틴화됨)는 별의 바이엘 명칭이다.

고메이사는 아랍어 알구마이사('눈이 부시게')[14]의 줄임말인 (" (" ("woman ble bleيء mir mir mirmirzam al-ghumaisa'에서 유래했다.아랍어로 짧은 형태는 프로시온의 이름과 동일할 것이다.국제천문연맹은 2016년 별 이름 워킹그룹(WGSN)[15]을 구성해 별의 적절한 이름을 분류하고 표준화했다.2016년[16] 7월 WGSN의 첫 번째 게시판에는 WGSN이 승인한 처음 두 개의 이름 묶음의 표가 포함되어 있었는데, 여기에는 이 별을 위한 고메사가 포함되어 있었다.

중국어로 남강을 뜻하는 南河(Nan Hé)는 β 카니스 미노리스, 프로시온, 엡실론 카니스 미노리스로 구성된 별칭을 말한다.[17]따라서 β 카니스 미노리스 그 자체는 南河二(Nan Hé er, 영어: 제2의 남강별)로 알려져 있다.[18]

특성.

시차 측정에서 이 별까지의 거리는 약 160 ± 10 ly(49.1 ± 3.1 pc)이다.겉으로 보이는 시력 2.89로 육안으로도 쉽게 볼 수 있다.[4]베타 카니스 미노리스는 태양 질량의 약 3.5배를 가지고 있으며, 210 kms의−1 예상 회전 속도로 빠르게 회전하고 있어 [9]항성의 적도를 따라 방위 회전 속도에 하한을 부여하고 있다.실제 회전율은 하루에 한 번 정도일 수 있다.[14]

이 별의 별 분류는 B8 Ve이다.[3]발광도 등급 V 별은 주계열성에 속하는데, 이는 중심에서 수소의 열핵융합을 통해 에너지를 발생시키고 있다는 것을 의미한다.이 별은 유효온도 12,050 K의 외피에서 이 에너지를 방출하여 B형 별의 전형적인 청백색의 색조를 주고 있다.[3][19]'e' 분류는 스펙트럼에 방출선이 포함되어 있음을 나타내며, 이는 별에서 방출되는 기체 물질로 만들어진 얇은 위치별 원반으로 둘러싸인 별이라는 것을 의미한다.이 고온의 기체 원반은 항성 반지름의 약 3배이다.[3]

변동성

β 카니스 미노리스는 오랫동안 변동성이 의심되어 왔으며,[20] 1977년에는 변광성 일반목록에서 γ 카시오페이아 변수로 분류되었다.많은 연구들이 전혀 변동을 발견하지 못했다.[21]밝기 변화는 거의 보이지 않지만 기체 원반에서 나오는 수소 방출의 변화를 나타내지만 다른 Be 별들에 비해 그 변화도 덜 뚜렷하다.[22]

캐나다 MOST 우주망원경을 사용한 검사 결과, β 카니스 미노리스의 밝기 변화는 밀리미터 수준에서 나타난다.이 변동은 여러 개의 겹치는 주파수에서 형성된 순환 패턴을 가지고 있으며, 지배적인 주파수는 하루 3.257과 3.282 사이클이다.이처럼 서서히 맥동하는 B형(SPB) 별이라고 불리는 등급에 속한다.이러한 유형의 맥박을 보여주는 스타는 SPBe 스타로 불렸다.[3]

가능한 동반자

베타 카니스 미노리스는 170일의 편심 궤도를 가진 근접한 이진법일 가능성이 높다.그 동반자는 태양 질량의 약 42%를 가질 것이다.동반자의 성질은 알 수 없지만, Be primary를 회전시키는 이항 상호작용 후 남아 있는 하위 O별일 수 있다는 추측이 나온다.이것이 확인된다면, 매우 희귀한 Phi Persay Be+sdO형 시스템의 일원이 될 것이다.[22]

참조

  1. ^ a b van Leeuwen, F. (November 2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  2. ^ a b Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  3. ^ a b c d e f g h Saio, H.; et al. (January 2007), "MOST Detects g-Modes in the Late-Type Be Star β Canis Minoris (B8 Ve)", The Astrophysical Journal, 654 (1): 544–550, arXiv:astro-ph/0609460, Bibcode:2007ApJ...654..544S, doi:10.1086/509315, S2CID 118836002
  4. ^ a b c Johnson, H. L.; et al. (1966), "UBVRIJKL photometry of the bright stars", Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, 4 (99): 99, Bibcode:1966CoLPL...4...99J
  5. ^ Wilson, Ralph Elmer (1953). "General Catalogue of Stellar Radial Velocities". Carnegie Institute Washington D.C. Publication. Washington: Carnegie Institution of Washington. Bibcode:1953GCRV..C......0W.
  6. ^ a b c Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. 이 소스에 대한 가이아 DR2 기록 VizieR.
  7. ^ Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters, 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015, S2CID 119257644.
  8. ^ a b c Meilland, A.; Stee, Ph.; Chesneau, O.; Jones, C. (October 2009), "VLTI/MIDI observations of 7 classical Be stars", Astronomy and Astrophysics, 505 (2): 687–693, arXiv:0908.1239, Bibcode:2009A&A...505..687M, doi:10.1051/0004-6361/200911960, S2CID 12694072
  9. ^ a b Abt, Helmut A.; Levato, Hugo; Grosso, Monica (July 2002), "Rotational Velocities of B Stars", The Astrophysical Journal, 573 (1): 359–365, Bibcode:2002ApJ...573..359A, doi:10.1086/340590
  10. ^ Janson, Markus; et al. (August 2011), "High-contrast Imaging Search for Planets and Brown Dwarfs around the Most Massive Stars in the Solar Neighborhood", The Astrophysical Journal, 736 (2): 89, arXiv:1105.2577, Bibcode:2011ApJ...736...89J, doi:10.1088/0004-637X/736/2/89, S2CID 119217803
  11. ^ "bet CMi -- Be Star", SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, retrieved 2012-01-09
  12. ^ Kunitzsch, Paul; Smart, Tim (2006). A Dictionary of Modern star Names: A Short Guide to 254 Star Names and Their Derivations (2nd rev. ed.). Cambridge, Massachusetts: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  13. ^ "IAU Catalog of Star Names". Retrieved 28 July 2016.
  14. ^ a b Kaler, James B., "GOMEISA (Beta Canis Minoris)", Stars, University of Illinois, retrieved 2012-01-09
  15. ^ "IAU Working Group on Star Names (WGSN)". Retrieved 22 May 2016.
  16. ^ "Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1" (PDF). Retrieved 28 July 2016.
  17. ^ (in Chinese) 中國星座神話, written by 陳久金.Published by 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7.
  18. ^ (중국어로) 香港太館 - - 研究中中表表表 홍콩 우주박물관 웨이백머신에 2011-01-30 보관.2010년 11월 23일 전화 접속.
  19. ^ "The Colour of Stars", Australia Telescope, Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, December 21, 2004, archived from the original on 2012-03-18, retrieved 2012-01-16
  20. ^ Smart, W. M. (1936). "On a Suspected Variation in the Light of β Canis Minoris". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 96 (3): 258–262. Bibcode:1936MNRAS..96..258S. doi:10.1093/mnras/96.3.258.
  21. ^ Bozic, H.; Muminovic, M.; Pavlovski, K.; Stupar, M.; Harmanec, P.; Horn, J.; Koubsky, P. (1982). "No Rapid Variability Observed for the Be Stars HD 58050 and β CMi". Information Bulletin on Variable Stars. 2123: 1. Bibcode:1982IBVS.2123....1B.
  22. ^ a b Dulaney, Nicholas A.; Richardson, Noel D.; Gerhartz, Cody J.; Bjorkman, J. E.; Bjorkman, K. S.; Carciofi, Alex C.; Klement, Robert; Wang, Luqian; Morrison, Nancy D.; Bratcher, Allison D.; Greco, Jennifer J.; Hardegree-Ullman, Kevin K.; Lembryk, Ludwik; Oswald, Wayne L.; Trucks, Jesica L. (2017). "A Spectroscopic Orbit for the Late-type Be Star β CMi". The Astrophysical Journal. 836 (1): 112. arXiv:1701.05201. Bibcode:2017ApJ...836..112D. doi:10.3847/1538-4357/836/1/112. S2CID 119370197.