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ペガスス座IK星

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ペガスス座IK星(IK Pegasi)またはHR 8210は、ペガスス座にある連星である。太陽系から約150光年の距離にあり、裸眼で見ることのできるぎりぎりの明るさである。

脚注

^ ^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
^ 絶対光度M_vは次の式で与えられる:
M_v = V + 5(log₁₀ π + 1) = 2.762
ここでVは視等級、πは視差である。参照:
Tayler, Roger John (1994). The Stars: Their Structure and Evolution. Cambridge University Press. p. 16. ISBN 0-521-45885-4
^ 次の式に基づいている:
${\begin{smallmatrix}{\frac {L}{L_{sun}}}=\left({\frac {R}{R_{sun}}}\right)^{2}\left({\frac {T_{eff}}{T_{sun}}}\right)^{4}\end{smallmatrix}}$
ここでLは光度、Rは半径、T_eff は実効温度である。参照:
Krimm, Hans (1997年8月19日). “Luminosity, Radius and Temperature”. Hampden-Sydney College. 2003年5月8日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年5月16日閲覧。
^ 正味の固有運動は、次の式で与えられる:
${\begin{smallmatrix}\mu ={\sqrt {{\mu _{\delta }}^{2}+{\mu _{\alpha }}^{2}\cdot \cos ^{2}\delta }}=77.63\,\end{smallmatrix}}$ mas/y.
ここで $\mu _{\alpha }$ と $\mu _{\delta }$ は、固有運動の緯度方向と経度方向の成分である。得られた横軸速度は次のようになる:
V_t = μ ? 4.74 d (pc) = 16.9 km.
ここでd(pc)はパーセクで表した距離である。参照:
Majewski, Steven R. (2006年). “Stellar Motions”. University of Virginia. 2007年5月14日閲覧。
^ ピタゴラスの定理によると、正味の速度は以下の式で与えられる:
${\begin{smallmatrix}V={\sqrt {{V_{r}}^{2}+{V_{t}}^{2}}}={\sqrt {11.4^{2}+16.9^{2}}}=20.4\,\end{smallmatrix}}$ km/s.
ここで $V_{r}$ は放射方向速度、 $V_{t}$ は横軸速度である
^ 白色矮星は、平均0.58太陽質量の狭い範囲に分布している。参照:
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^ R_* = 0.006 ・ (6.96 × 10⁸) - 4,200 km.
^ 地球の表面重力波、CGS単位系で978.0 cm/s²である。従って:
${\begin{smallmatrix}\log \ \operatorname {g} =\log \ 978.0=2.99\end{smallmatrix}}$
重力の比の対数は8.95 - 2.99 = 5.96であり、そのため:
${\begin{smallmatrix}10^{5.96}\approx 912,000\end{smallmatrix}}$
^ ウィーンの変位則から、この温度での黒体のピーク放出の波長は:
${\begin{smallmatrix}\lambda _{b}=(2.898\times 10^{6}\operatorname {nm\ K} )/(35,500\ \operatorname {K} )\approx 82\,\end{smallmatrix}}$ nm
であり、これは遠紫外線の波長である。

出典

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ペガスス座IK星A

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「ペガスス座IK星」の記事における「ペガスス座IK星A」の解説

ヘルツシュプルング・ラッセル図は、光度と色指数を縦軸と横軸にプロットした図である。ペガスス座IK星Aは、現在は主系列星の段階にあるが、不安定帯として知られるほぼ垂直の狭い帯の中にある。この帯の中の恒星は、位相が揃った振動をし、その結果、光度が周期的に脈動する。この脈動は、K機構と呼ばれる過程の結果として生じるものである。恒星の外層大気の一部は、特定の元素の部分的なイオン化によって光学的に厚くなる。これらの大気が電子を失うと、エネルギーを吸収する可能性が高まる。膨張した大気はイオン性とエネルギーを失い、再び冷たくなって縮み始める。このサイクルの結果として、大気の周期的な脈動が起こり、光度も周期的に変化する。不安定帯にある恒星は、たて座δ型変光星と呼ばれる。これは、プロトタイプ星のたて座δ星にちなんだ命名である。たて座δ型変光星は、スペクトル型がA2からF8で、光度階級はIII（準巨星）からV（主系列星）である。変光の周期は、0.025から0.25日と短い。また、たて座δ型変光星の元素組成は太陽と似ており、質量は太陽の1.5倍から2.5倍である。ペガスス座IK星Aの変光は、1日に22.9回測定されており、変光周期は0.044日となる。恒星中のヘリウムより重い元素の割合は、金属量 (天体)|金属量と呼ばれ、大気のスペクトルを分析し、太陽モデルから計算で求めた期待値と比較することで測定される。ペガスス座IK星Aの場合、推定された金属量は [M/H] = +0.07 ± 0.20である。この表記は、金属元素 (M)と水素 (H)の対数から、太陽の金属比の対数を引いた値を表している（そのため、恒星の金属量が太陽と全く同じ場合は、0になる）。0.07という値は、真の金属量比1.17と等価であり、太陽よりも約17%だけ金属量比が大きい。しかし、誤差幅が比較的大きい。ペガスス座IK星Aのような A型主系列星のスペクトルには、393.3nm波長のイオン化カルシウム(Ca II)のK線を含むイオン化金属の吸収線とともに、強い水素のバルマー線が表れる。ペガスス座IK星Aのスペクトルは、隣接Am(Am:)に分類され、A型のスペクトルの特徴を持つが、その他に金属線も持つ。つまり、この恒星の大気は、金属同位体の吸収線の強度が通常のものよりもわずかに（しかし異常に）高い。スペクトル型がAmの恒星は、ペガスス座IK星のように、同程度の質量の2つの恒星が近接した連星系を形成している場合が多い。 A型星は、太陽よりも熱く、質量が大きい。しかしその結果、主系列段階の寿命は短い。ペガスス座IK星A程度の質量（1.65太陽質量）の恒星では、主系列段階の寿命は、太陽の現在の年齢の半分程度の2-3×109年と推定される。質量に関しては、比較的若いアルタイル（1.7太陽質量）が太陽から最も近いペガスス座IK星Aのアナログである。連星系全体は、比較的近くにあり、A型の主星と白色矮星の伴星から構成されるシリウス系といくらか似ている。しかし、シリウスAはペガスス座IK星Aよりも重く、伴星の軌道は、軌道長半径が約20 天文単位と大きい。

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