グルームブリッジ34
座標: 
00h 18m 22.8850s, +44° 01′ 22.6373″
| グルームブリッジ34A Groombridge 34 A | ||
|---|---|---|
![グルームブリッジ34Aの紫外線帯域の光度曲線。フレアは赤い矢印で示されている。PettersenとGriffin（1980）から引用[1]。](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/85/GXAndLightCurve.png/320px-GXAndLightCurve.png)
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| 星座 | アンドロメダ座 | |
| 見かけの等級 (mv) | 8.14[2] | |
| 変光星型 | 閃光星 | |
| 位置 元期:J2000[2] | ||
| 赤経 (RA, α) | 00h 18m 22.8849799680s[2] | |
| 赤緯 (Dec, δ) | +44° 01′ 22.637951588″[2] | |
| 視線速度 (Rv) | 11.73±0.0001 km/s[2] | |
| 固有運動 (μ) | 赤経: 2891.518 ミリ秒/年[2] 赤緯: 411.832 ミリ秒/年[2] | |
| 年周視差 (π) | 280.7068 ± 0.0203ミリ秒[2] （誤差0%） | |
| 距離 | 11.6191 ± 0.0008 光年[注 1] （3.5624 ± 0.0003 パーセク[注 1]） | |
| 軌道要素と性質 | ||
| 惑星の数 | 2 | |
| 物理的性質 | ||
| 半径 | 0.385±0.002 R☉[3] | |
| 質量 | 0.393+0.009 −0.008 M☉[3] | |
| 表面重力 | 4.87±0.04 cgs[4] | |
| 自転速度 | 1.09±0.79 km/s[4] | |
| 自転周期 | 43.86±0.56 日[4] | |
| スペクトル分類 | M1.4V[5] | |
| 光度 | 0.02249±0.00019 L☉[3] | |
| HZ内縁距離 | 0.112 au[6] | |
| HZ外縁距離 | 0.239 au[6] | |
| 表面温度 | 3601+12 −11 K[3] | |
| 色指数 (B-V) | +1.56[7] | |
| 色指数 (U-B) | +1.24[7] | |
| 金属量[Fe/H] | −0.34±0.09[4] | |
| 年齢 | ≤30.2 億年[5] | |
| 他のカタログでの名称 | ||
| アンドロメダ座GX星、BD+43 44、GC 358、GJ 15 A、HD 1326、HIP 1475、SAO 36248、PPM 42798、ADS 246 A、Ci 20 19、G 171-47、LFT 31、NLTT 919、PLX 49、PM 00155+4344、TIC 440109725、TYC 2794-157-1、2MASS J00182256+4401222、WISE J001825.71+440126.8[2] | ||
| ■Template （■ノート ■解説） ■Project | ||
| グルームブリッジ34B Groombridge 34 B | ||
|---|---|---|
| 星座 | アンドロメダ座 | |
| 見かけの等級 (mv) | 11.04[8] | |
| 変光星型 | 閃光星 | |
| 位置 元期:J2000[8] | ||
| 赤経 (RA, α) | 00h 18m 25.8251408611s[8] | |
| 赤緯 (Dec, δ) | +44° 01′ 38.092431857″[8] | |
| 視線速度 (Rv) | 11.17±0.0007 km/s[8] | |
| 固有運動 (μ) | 赤経: 2862.796 ミリ秒/年[8] 赤緯: 336.432 ミリ秒/年[8] | |
| 年周視差 (π) | 280.6947 ± 0.0278ミリ秒[8] （誤差0%） | |
| 距離 | 11.62 ± 0.001 光年[注 1] （3.5626 ± 0.0004 パーセク[注 1]） | |
| Aに対するBの軌道 | ||
| 軌道要素と性質 | ||
| 軌道長半径 (a) | 93+42 −6 au[4] | |
| 離心率 (e) | 0.53+0.23 −0.28[4] | |
| 公転周期 (P) | 1230+930 −110 年[4] | |
| 軌道傾斜角 (i) | 54+11 −16°[4] | |
| 昇交点黄経 (Ω) | 2+35 −43°[4] | |
| 物理的性質 | ||
| 半径 | 0.18±0.03 R☉[4] | |
| 質量 | 0.15±0.02 M☉[4] | |
| 表面重力 | 5.08±0.15 cgs[4] | |
| スペクトル分類 | M4.1V[5] | |
| 光度 | ≤8.5×10−4 L☉[4] | |
| HZ内縁距離 | 0.048 au[6] | |
| HZ外縁距離 | 0.103 au[6] | |
| 表面温度 | 3304±70 K[4] | |
| 色指数 (B-V) | +1.80[7] | |
| 色指数 (U-B) | +1.40[7] | |
| 金属量[Fe/H] | −0.37±0.10[5] | |
| 年齢 | ≤27.54 億年[5] | |
| 他のカタログでの名称 | ||
| アンドロメダ座GQ星、BD+43 44B、GJ 15 B、HD 1326B、ADS 246 B、WDS J00184+4401B、G 171-48、LFT 32、LSPM J0018+4401E、LTT 10109、NLTT 923、PM 00156+4345、TIC 440109718、2MASS J00182549+4401376[8] | ||
| ■Template （■ノート ■解説） ■Project | ||
グルームブリッジ34とは、アンドロメダ座の方向に位置する連星系である。イギリスの天文学者であるスティーヴン・グルームブリッジによる『周極星表』に34番目の恒星として記載されている。この天体カタログは彼の死後である1838年に出版されている[9]。ガイアによる年周視差の測定に基づくと、この系は太陽から約11.6光年 (3.6パーセク) 離れている。このことから、グルームブリッジ34を構成する2つの恒星は太陽系に最も近い恒星の1つとみなされている。
グルームブリッジ34を構成する2つの恒星（A・B）はどちらも小さくて暗い赤色矮星であり、肉眼で観測することはできない。AとBは約93 au 離れており、共通重心の周囲を約1,230年の周期でかなり離心率の高い軌道で公転している[4]。どちらの恒星もフレアにより明るさが不規則に変化しているため、アルゲランダー記法における名称が与えられており、グルームブリッジ34Aはアンドロメダ座GX星、グルームブリッジ34Bはアンドロメダ座GQ星と指定されている[10]。
この恒星系の固有運動は年間2.9秒角と比較的大きく[11]、太陽系から11.6 km/sの速度で遠ざかっている[12]。約15,000年前に太陽から3.5光年 (1.1パーセク) 以内に接近しており、このときが太陽に一番接近したタイミングである[11]。
特徴
グルームブリッジ34A
| 太陽 | グルームブリッジ34A |
|---|---|
|
|
2つの恒星のうち、質量が大きく明るい方の恒星であるグルームブリッジ34Aは、アンドロメダ座GX星と命名されている。この恒星はスペクトル分類がM1.4[5]の主系列星の赤色矮星で、恒星フレアにより明るさが変化する。ガイアの観測によると、自転周期は44日、磁気活動周期は約9年である[13]。
グルームブリッジ34B
| 太陽 | グルームブリッジ34B |
|---|---|
|
|
|
小さい方の恒星（伴星）であるグルームブリッジ34Bは、アンドロメダ座GQ星と命名されている。主星と同様にフレア現象を起こす主系列星の赤色矮星である。スペクトル分類はM4.1[5]であるため、有効温度もAより低い。
惑星系
2014年8月、グルームブリッジ34Aの周囲を公転する太陽系外惑星であるグルームブリッジ34Abの存在が報告された[14]。この惑星の存在は、W・M・ケック天文台のHIRESを用いたEta-Earth Surveyによるドップラー分光法の観測データの分析から推定された。発見当時、この惑星は既知の太陽系外惑星の中で6番目に地球から近い惑星であった。
CARMENESとHARPSおよびHIRESの観測結果を組み合わせて分析したところ、研究者らはグルームブリッジ34Abとされる惑星を検出することができなかった。しかし、別の惑星であるグルームブリッジ34Acが公転している可能性があると提唱した[15]。
この矛盾は後にHIRESによるより長期間にわたる観測によって解消された。この観測結果では、両方の惑星の存在が確認され、最小質量はAbが3.03 M🜨、Acが36 M🜨 である。それぞれの公転周期は、11.4日と約7,600日である[4]。
| 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 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | ≥3.03+0.46 −0.44 M⊕ |
0.072+0.003 −0.004 |
11.4407+0.0017 −0.0016 |
0.094+0.091 −0.065 |
— | — |
| c | ≥36+25 −18 M⊕ |
5.4+1.0 −0.9 |
≤7,600 | 0.27+0.28 −0.19 |
— | — |
作品
→詳細は「地球以外の実在天体を扱った事物」を参照
脚注
注釈
出典
- ^ Pettersen, B. R.; Griffin, R. F. (1980-12). “Non-emission-line flare stars”. The Observatory 100: 198–202. Bibcode: 1980Obs...100..198P 2022年10月30日閲覧。.
- ^ a b c d e f g h i "GX And". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. 2025年1月6日閲覧。
- ^ a b c d Pineda, J. Sebastian; Youngblood, Allison; France, Kevin (2021-09). “The M-dwarf Ultraviolet Spectroscopic Sample. I. Determining Stellar Parameters for Field Stars”. The Astrophysical Journal 918 (1): 23. arXiv:2106.07656. Bibcode: 2021ApJ...918...40P. doi:10.3847/1538-4357/ac0aea. 40.
- ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q Pinamonti, M.; Damasso, M.; Marzari, F.; Sozzetti, A.; Desidera, S.; Maldonado, J.; Scandariato, G.; Affer, L. et al. (2018). “The HADES RV Programme with HARPS-N at TNG. VIII. GJ15A: A multiple wide planetary system sculpted by binary interaction”. Astronomy and Astrophysics 617: A104. arXiv:1804.03476. Bibcode: 2018A&A...617A.104P. doi:10.1051/0004-6361/201732535.
- ^ a b c d e f g Mann, Andrew W. et al. (2015-03), “How to Constrain Your M Dwarf: Measuring Effective Temperature, Bolometric Luminosity, Mass, and Radius”, The Astrophysical Journal 804 (1): 38, arXiv:1501.01635, Bibcode: 2015ApJ...804...64M, doi:10.1088/0004-637X/804/1/64, 64.
- ^ a b c d Cantrell, Justin R. et al. (2013-10), “The Solar Neighborhood XXIX: The Habitable Real Estate of Our Nearest Stellar Neighbors”, The Astronomical Journal 146 (4): 99, arXiv:1307.7038, Bibcode: 2013AJ....146...99C, doi:10.1088/0004-6256/146/4/99.
- ^ a b c d Mermilliod, J.-C. (1986), “Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished)”, Catalogue of Eggen's UBV Data. SIMBAD, Bibcode: 1986EgUBV........0M.
- ^ a b c d e f g h i "GQ And". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. 2025年1月6日閲覧。
- ^ Groombridge, Stephen (1838), Airy, George Biddell, ed., A Catalogue of Circumpolar Stars, J. Murray, p. 2.
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- ^ a b Bailer-Jones, C. A. L. (2015-03). “Close encounters of the stellar kind”. Astronomy & Astrophysics 575: 13. arXiv:1412.3648. Bibcode: 2015A&A...575A..35B. doi:10.1051/0004-6361/201425221. A35.
- ^ Nidever, David L. et al. (2002-08), “Radial Velocities for 889 Late-Type Stars”, The Astrophysical Journal Supplement Series 141 (2): 503–522, arXiv:astro-ph/0112477, Bibcode: 2002ApJS..141..503N, doi:10.1086/340570.
- ^ Morris, Brett M.; Agol, Eric; Davenport, James R. A.; Hawley, Suzanne L. (2018). “Spotting stellar activity cycles in Gaia astrometry”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 476 (4): 5408. arXiv:1802.09943. Bibcode: 2018MNRAS.476.5408M. doi:10.1093/mnras/sty568.
- ^ Howard, Andrew W. et al. (2014-10), “The NASA-UC-UH ETA-Earth Program. IV. A Low-mass Planet Orbiting an M Dwarf 3.6 PC from Earth”, The Astrophysical Journal 794 (1): 9, arXiv:1408.5645, Bibcode: 2014ApJ...794...51H, doi:10.1088/0004-637X/794/1/51, 51.
- ^ Trifonov, Trifon; Kürster, Martin; Zechmeister, Mathias; Tal-Or, Lev; Caballero, José A.; Quirrenbach, Andreas; Amado, Pedro J.; Ribas, Ignasi et al. (2018). “The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. First visual-channel radial-velocity measurements and orbital parameter updates of seven M-dwarf planetary systems”. Astronomy and Astrophysics 609: A117. arXiv:1710.01595. Bibcode: 2018A&A...609A.117T. doi:10.1051/0004-6361/201731442.