HD 75289-ウィキペディア、無料​​百科事典

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HD 75289 （HR 3497） [ 初め ] これは、ベラの星座にある見かけの大きさ+6.35の星であり、北西スハイル（λveelorum）、ψヴェロルムの西、ナオスの南東（ζpupis）、γVeelorumの北東に位置しています。
1999年、この星の周りの軌道上でジョヴァン惑星の発見が発表されました。 [ 2 ] ​

特性 [ 編集します ]

HD 75289は、スペクトルタイプF9Vの黄色の小人です。 [ 初め ] また、G0Vに分類されます。 [ 3 ] ​​
表面温度は6174±30 kです [ 5 ] そして、その光度は太陽をほぼ2倍にします。 [ 6 ] ​
そのラジオは太陽半径より30％大きい [ 7 ] 4.2 km/s以上の回転速度でそれ自体で回転します。
太陽よりも大きいもの、その質量は太陽質量より20％大きくなっています。 [ 5 ] ​
一般的にHD 75289は若い星と見なされていますが、その年齢とすぐに明確なコンセンサスはありません。さまざまな研究では、年齢が1000年を推定しています [ 5 ] 2億年。 [ 8 ] ​

HD 75289には、HD 75289と比較して最小距離が少なくとも620 UAであるマグニチュード13のスターパートナーがいるようです。
それは、質量が太陽質量の14％に等しい赤い小人です。
彼は13、000年以上を使用して、Common Mass Center周辺のリターンを完了しています。 [ 3 ] ​
システムは、太陽系の94±2光年です。

化学組成 [ 編集します ]

HD 75289は、ヘリウムよりも金属性 – 重い元素が存在することを示しています – 太陽のほぼ2倍（[信仰/H] = +0,29）。 [ 5 ] ​
同じラインに沿って、アルミニウム、シリコン、カルシウム、クロム、ニッケルなどの元素のレベルがあります。
一方、硫黄と亜鉛は、太陽よりもわずかに豊富です。 [ 9 ] ​
また、そのリチウム含有量は明らかに私たちの星よりも高いことに注意する必要があります（ログ は [li] = 2,66）。 [ 5 ] ​

仮説的な陸生惑星の組成を研究するために、HD 75289の場合のC/OとMg/の関係が評価されています。
C/O比は0.72であり、これは、地球上のように、シリコンが根本的に石英とシリケートとして見られることを意味します。
ただし、関係がマグネシウムケイ酸塩の正確な組成を制御するMg/Siは0.93で、太陽よりも低くなります。これは、陸生惑星がある場合、それらは「豊かな土地」タイプになる可能性があることを意味します。 [ 十 ] ​

惑星システム [ 編集します ]

1999年、HD 75289 Bと呼ばれる巨大な惑星の存在がHD 75289周辺の軌道で発表されました。
木星の質量の42％に相当する最小質量を持っています。
その星に関してわずか0.046 UAの分離により – 水銀と太陽の間の距離の12％ – は、軌道を完成させるために3.5日を使用する「ホットジュピター」タイプの惑星です。
この惑星から、HD 75289は空に角の直径がほぼ14ºで見られます。 [ 3 ] ​

参照してください [ 編集します ]

参照 [ 編集します ]

  1. ↑ a b HD 75289 （シンバッド）
  2. ↑ udry、S。;市長、M。 Naf、D。;ペペ、F。; Quloz、D。;サントス、N。C。;バーネット、M。; confino、b。; Melo、C。（2000）。 «南部領域外惑星のためのCoralie Survey II。 HD 75289およびHD 130322の短期の惑星コンパニオン» 。 天文学と天体物理学 356 ：590-598。から提出 オリジナル 2012年3月28日 。 2011年9月21日に取得 。
  3. ↑ a b c HR 3497（星、ジムカラー）
  4. ↑ a b c d そうです ゴンザレス、G。;カールソン、M。K。; Tobin、R。W.（2010）。 «エクストソーラー惑星の親の星-X.リチウムの存在量とv siniの再訪» 。 王立天文学協会の毎月の通知 403 （3）。 pp。1368-1380 。
  5. ↑ スーザ、S。G。;サントス、N。c。;市長、m。 udry、s。; Casagrande、l。;イスラエル、G。;ペペ、f。; Queloz、d。;モンテイロ、M。J。P. F. G.（2008）。 «HARPS GTO Planet Searchプログラムの451星の分光パラメーター。星（Fe/h）とエキソネプチンの頻度» 。 天文学と天体物理学 487 （初め）。 pp。373-381 。
  6. ↑ ヴァン・ベル、ジェラルドT。; Braun、Kaspar（2009）。 «直接決定された線形半​​径とエクスプラネットの宿主星の有効温度» 。 天体物理ジャーナル 694 （2）。 pp。1085-1098 。
  7. ↑ Holmberg、J。; Nordström、B。; Andersen、J。（2009）。 «ソーラー近隣のジュネーブコッペンハーゲン調査。 iii。改善された距離、年齢、および運動学» 。 天文学と天体物理学 501 （3）。 pp。 941-947（テーブルはCDで相談） 。
  8. ↑ シュラー、サイモンC。;フラットー、ダビン。カティア、Cunha;キング、ジェレミーR。 Ghezzi、luan;スミス、ヴェルヌV.（2011）。 «惑星の星の豊富さ：凝縮温度のある傾向» 。 天体物理ジャーナル 732 （初め）。 id。 55 。
  9. ↑ Delgado Mena、E。;イスラエル、G。; GonzalezHernández、J。I。;ボンド、J。C。;サントス、N。C。; udry、S。;メジャー、M。（2010）。 «惑星系の形成に関する化学的手がかり：HARPS GTOサンプルのC/O対Mg/Si» 。 天体物理ジャーナル 725 （2）。 pp。2349-2358 。

外部リンク [ 編集します ]

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