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グルームブリッジ1830

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/02/27 02:03 UTC 版)

グルームブリッジ1830 Groombridge 1830^[1]
仮符号・別名	Gmb 1830^[1]
星座	おおぐま座
視等級 (V)	6.45^[1]
分類	高速度星^[1]
位置元期:J2000.0^[1]
赤経 (RA, α)	11^h 52^m 58.7683801554^s^[1]
赤緯 (Dec, δ)	+37° 43′ 07.240082865″^[1]
赤方偏移	-0.000327^[1]
視線速度 (Rv)	-98.008 km/s^[1]
固有運動 (μ)	赤経: 4002.567 ミリ秒/年^[1] 赤緯: -5817.856 ミリ秒/年^[1]
年周視差 (π)	108.9551 ± 0.0490ミリ秒^[1] （誤差0%）
距離	29.93 ± 0.01 光年^{[注 1]} （9.178 ± 0.004 パーセク^{[注 1]}）
絶対等級 (MV)	6.6^{[注 2]}
物理的性質
半径	0.586 ±0.004 R_☉^[2]
質量	0.63 ±0.02 M_☉^[2]
表面重力	4.702 ±0.015 (logg)^[2]
スペクトル分類	K1V_Fe-1.5^[1]
光度	0.221 ±0.005 L_☉^[2]
表面温度	5174 ±32 K^[2]
色指数 (B-V)	0.75^[3]
色指数 (U-B)	0.17^[3]
色指数 (R-I)	0.45^[3]
金属量[Fe/H]	-1.26 ±0.07 ^[2]
年齢	54億年以上^[4]
別名
別名	おおぐま座CF星^[1] Argelander's star^[5]^[6] Gmb 1830^[1], BD +38 2285^[1], FK5 1307^[1]GJ 451^[1] HD 103095^[1] HIP 57939^[1] HR 4550^[1] SAO 62738^[1]
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グルームブリッジ1830 (英語: Groombridge 1830) は、太陽系から約30光年の位置にあるおおぐま座の恒星である。1842年にはフリードリヒ・ヴィルヘルム・アルゲランダーによって大きな固有運動が発見され、カプタイン星が見つかるまで最大の固有運動を持つ天体として知られていた。このため Argelander's star とも呼ばれる^[5]^[6]。

概要

黄色の主系列星または準矮星で、1830年代にスティーヴン・グルームブリッジによって彼の星表に登録された。

グルームブリッジ1830は種族IIの恒星で、銀河系の銀河ハローに起源を持つ。この種類の星は太陽周辺では0.1から0.2%の割合でしか存在しない。他の種族IIの星と同様に100億年以上前に誕生した古い星で、金属（ヘリウムより重い元素）の含有率が少ない^[4]。このため表面温度の割に半径が小さい。

1937年4月27日にアレゲニー天文台で撮影された写真乾板には、スーパーフレア（太陽のフレアと同様の現象だがエネルギーは大きい）に起因するとみられるグルームブリッジ1830の増光が記録されている。放出されたエネルギーは写真乾板の感光波長帯だけで見ても10の35乗エルグ程度に達したと推定されている^[7]。1960年代から1970年代にかけて、ピート・ファンデカンプらによって公転周期175日で周回する8.5～12等の閃光星を伴星に持つとする説が出されたが、1980年代の観測で伴星の存在は否定された^[8]。

固有運動

グルームブリッジ1830は、発見当時は最大の固有運動を持つ恒星であった（発見以前ははくちょう座61番星が最大）。その後、カプタイン星の発見で2位に転落し、さらにバーナード星が発見されると3位に順位を下げた。しかしグルームブリッジ1830はこれらより遠くにあるため、天球上の見かけの速度は小さくても太陽との相対速度はより高速である。

太陽は他の種族Iの恒星とともに銀河円盤に沿って公転しているが、グルームブリッジ1830などのhalo starはこの流れに沿わない運動をしている。そのため、太陽から見るとグルームブリッジ1830は周囲の星の間を高速で逆行しているように見える。

脚注

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注釈

^ ^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
^ 視等級 + 5 + 5×log（年周視差（秒））より計算。小数第1位まで表記

出典

^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m ⁿ ^o ^p ^q ^r ^s ^t ^u ^v “Results for HD 103095”. SIMBAD Astronomical Database. CDS. 2020年3月1日閲覧。
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f Karovicova, I. et al. (2020-08). “Fundamental stellar parameters of benchmark stars from CHARA interferometry. I. Metal-poor stars”. Astronomy & Astrophysics 640: A25. arXiv:2006.05411. Bibcode: 2020A&A...640A..25K. doi:10.1051/0004-6361/202037590.
^ ^a ^b ^c 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.
^ ^a ^b “Groombridge 1830”. SolStation. 2016年11月2日閲覧。
^ ^a ^b Peters, C. A. F. (1879). “On the Parallax of Argelander's Star”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 14 (2): 49–52. Bibcode: 1853MNRAS..14...49P. doi:10.1093/mnras/14.2.49. ISSN 0035-8711.
^ ^a ^b Butkevich, A. G.; Lindegren, L. (2014). “Rigorous treatment of barycentric stellar motion”. Astronomy & Astrophysics 570: A62. arXiv:1407.4664. Bibcode: 2014A&A...570A..62B. doi:10.1051/0004-6361/201424483. ISSN 0004-6361.
^ Rubenstein, Eric (2001). “Superflares and Giant Planets”. American Scientist 89 (1): 38. arXiv:astro-ph/0101573. Bibcode: 2001AmSci..89...38R. doi:10.1511/2001.14.725. ISSN 0003-0996.
^ Heintz, W. D. (1984). “Astrometric study of the subdwarf HR 4550”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 96: 557. Bibcode: 1984PASP...96..557H. doi:10.1086/131379. ISSN 0004-6280.

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