버진리스 요타

Iota Virginis
처녀자리 is
(시르마 삽입)
Virgo constellation map.svg
Red circle.svg
ι 버지니스의 위치(동그라미)
관측 데이터
신기루 J2000 이쿼녹스 J2000
별자리 처녀자리
우측 상승 14h 16m 00.86951s[1]
탈위임 −06° 00′ 01.9633″[1]
겉보기 크기 (V) 4.08[2]
특성.
스펙트럼형 F7IV-V[3]
U-B색지수 +0.02[4]
B-V색지수 +0.52[4]
아스트로메트리
방사 속도 (Rv)12.51 ± 0.18km[5]/s
고유 운동 (μ) RA: -26.31마스[1]/yr
Dec.: -419.38마스[1]/yr
시차 (π)44.97 ± 0.19[1] 마스
거리72.5 ± 0.3 ly
(22.24 ± 0.09 pc)
절대치수 (MV)2.4[3]
궤도[3]
기간 (P)55년
반주축 (a)0.830 ± 0.020″
편심성 (e)0.1 ± 0.2
기울기 (i)60 ± 9°
노드의 경도 (Ω)3 ± 20°
페리아스트론 신기원을 이루다 (T)1950.7 ± 2.7
페리아스트론의 인수 (ω)
(2차)		336 ± 27°
세부 사항
ι Vir A
미사1.5 ± 0.05[3] M☉
반지름2.5[6] R☉
루미너스,8.7[6] L☉
표면 중력 (log g)3.94[7] cgs
온도6282[7] K
금속성 [Fe/H]-0.11[7] 덱스
회전 속도 (v sin i)16km[3]/s
Vir B
미사0.6 ± 0.2[3] M☉
기타 지정
Syrma, 99 Vir, BD−05°3843, FK5 525, GJ 9473, HD 124850, HIP 69701, HR 5338, SAO 139824
데이터베이스 참조
심바드자료

이오타 버진리스(ιιVirginis, 약칭 Iota Vir, ι Vir)는 처녀자리 별자리에 있는 이항성이다.겉보기 크기는 4.08이다.[2]시차를 기준으로 하면 72.5광년(22.2파섹)으로 비교적 가까운 곳에 있는 것으로 추정된다.[1]

그것의 두 구성요소는 Iota Virginis A(공식적으로 Syrma /sˈːrmə/,[8] 시스템의 전통적인 이름)[9]와 B로 지정되어 있다.

명명법

ι Virginis (Iota Virginis에 라틴어화됨)는 시스템의 바이엘 명칭이다.Iota Virginis A와 B로 두 구성 요소를 지정하는 것은 워싱턴 다중성 카탈로그(WMC)가 복수의 항성 시스템을 위해 사용하고 국제천문연맹(IAU)이 채택한 관례에서 비롯된다.[10]

아랍어 سسرا( (طيزز sir, sirma "열차(의복)))[11]에서 유래한 전통적 명칭인 시르마(Syrma)를 지니고 있었다.국제천문연맹은 2016년 항성명 작업반(WGSN)[12][13]을 조직해 항성의 적절한 명칭을 분류하고 표준화했다.WGSN은 2016년 9월 12일 Iota Virginis를 위한 Syrma라는 이름을 승인했고, 현재는 IAU가 승인한 스타 네임 리스트에 포함되어 있다.[9]다중 항성 시스템의 구성원과 관련된 이름 및 구성 요소 문자(예: from)의 경우.WGSN은 워싱턴 더블스타 카탈로그)는 명시적으로 나열되지 않았지만, 이 명칭은 시각적 밝기로 가장 밝은 구성요소에 기인하는 것으로 이해되어야 한다고 말하고 있다.[14]

중국에서 넥을 뜻하는 meaning宿(Kang Xiù)은 이 별인 카파 버지니스, 피 버지니스, 람다 버지니스로 구성된 별칭을 말한다.[15]결과적으로, 이오타 버진리스 자체는 亢宿二(Kangxiùer, 영어: 제2의 목별)로 알려져 있다.

특성.

이오타 버진리스(Iota Virginis)는 천체 이항이다.2차 투표는 정기적으로 1차 투표를 방해하여, 후자가 2차 투표의 중심을 흔들리게 한다.[3]55년의 기간을 가진 예비 궤도가 계산되었다.[3]

이오타 버진리스 A는 F7IV-V의 스펙트럼 등급의 노란색 별이다.이 별은 태양 질량의 1.5배를 가지고 있으며, 16 kms의−1 예상 회전 속도를 가지고 있다.[3]유효온도 6,282K로 외부 대기에서 태양[6] 광도의 8.7배를 방출하고 있다.[7]이 반경은 태양의 2.5배 정도 된다.[6]

이오타 버진리스 B는 직접 검출된 것이 아니라 그 질량(0.6)을 기준으로 한 것이다.M☉) 주성일 수도 있고 백색 왜성일 수도 있다.[3]그 별은 또한 1차선의 방사상 속도의 표류에도 책임이 있다.[16]

2011년에는 희미한 K형 주계열성 HD 125354가 우주 공간 전체에 걸쳐 유사한 적절한 움직임을 보이며 물리적으로 연관되었을 가능성이 높다는 것을 주목했다.[17]또 다른 2015년 논문은 이 가설을 뒷받침했다.이오타 버진리스에서 1.2리(0.37pc) 떨어진 곳에 위치한 이 별도 태양과의 거리가 비슷해 오차범위 내에 있다.그것은 그 자체로 주성으로부터 0.33㎝ 떨어진 또 다른 별을 가진 촘촘한 이진법이다.[18]

참조

  1. ^ a b c d e f van Leeuwen, F.; et al. (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 Gray, R. O.; Napier, M. G.; Winkler, L. I. (2001). "The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars". The Astronomical Journal. 121 (4): 2148. Bibcode:2001AJ....121.2148G. doi:10.1086/319956.
  3. ^ a b c d e f g h i j Gontcharov, G.A.; Kiyaeva, O.V. (2010). "Photocentric orbits from a direct combination of ground-based astrometry with Hipparcos II. Preliminary orbits for six astrometric binaries". New Astronomy. 15 (3): 324–331. arXiv:1606.08182. Bibcode:2010NewA...15..324G. doi:10.1016/j.newast.2009.09.006. S2CID 119252073.
  4. ^ a b Mermilliod, J.-C. (1986). "Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished)". Catalogue of Eggen's UBV Data. Bibcode:1986EgUBV........0M.
  5. ^ Maldonado, J.; Martínez-Arnáiz, R. M.; Eiroa, C.; Montes, D.; Montesinos, B. (2010). "A spectroscopy study of nearby late-type stars, possible members of stellar kinematic groups". Astronomy and Astrophysics. 521: A12. arXiv:1007.1132. Bibcode:2010A&A...521A..12M. doi:10.1051/0004-6361/201014948. S2CID 119209183.
  6. ^ a b c d Malagnini, M. L.; Morossi, C. (November 1990). "Accurate absolute luminosities, effective temperatures, radii, masses and surface gravities for a selected sample of field stars". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 85 (3): 1015–1019. Bibcode:1990A&AS...85.1015M.
  7. ^ a b c d Mallik, Sushma V. (December 1999). "Lithium abundance and mass". Astronomy and Astrophysics. 352: 495–507. Bibcode:1999A&A...352..495M.
  8. ^ "syrma". Oxford English Dictionary (Online ed.). Oxford University Press. (가입 또는 참여기관 회원가입 필요)
  9. ^ a b "Naming Stars". IAU.org. Retrieved 16 December 2017.
  10. ^ Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). "On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets". arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR].
  11. ^ Allen, R. H. (1963). Star Names: Their Lore and Meaning (Reprint ed.). New York, NY: Dover Publications Inc. pp. 472. ISBN 0-486-21079-0.
  12. ^ IAU Working Group on Star Names (WGSN), International Astronomical Union, retrieved 22 May 2016.
  13. ^ IAU Formally Approves 227 Star Names, International Astronomical Union, retrieved 24 November 2016.
  14. ^ "Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 2" (PDF). Retrieved 16 December 2017.
  15. ^ (중국어로) AEEA(천문학의 전시 및 교육의 활동) 天文教資 2006 2006 2006 2006 年 6 月 28 日
  16. ^ Borgniet, S.; Lagrange, A.-M.; Meunier, N.; Galland, F. (2017). "Extrasolar planets and brown dwarfs around AF-type stars". Astronomy & Astrophysics. 599: A57. arXiv:1608.08257. Bibcode:2017A&A...599A..57B. doi:10.1051/0004-6361/201628805. S2CID 118723455.
  17. ^ Shaya, Ed J.; Olling, Rob P. (January 2011). "Very Wide Binaries and Other Comoving Stellar Companions: A Bayesian Analysis of the Hipparcos Catalogue". The Astrophysical Journal Supplement. 192 (1): 2. arXiv:1007.0425. Bibcode:2011ApJS..192....2S. doi:10.1088/0067-0049/192/1/2. S2CID 119226823.
  18. ^ Fuhrmann, K.; Chini, R. (2015). "Multiplicity Among F-Type Stars. II". The Astrophysical Journal. 809 (1): 107. Bibcode:2015ApJ...809..107F. doi:10.1088/0004-637X/809/1/107.