うしかい座BL星（うしかいざSXせい、BL Boötis、BL Boo）は、地球から見てうしかい座の方向に見える脈動変光星。ヘルツシュプルング・ラッセル図 （HR図）上で古典的セファイドとII型セファイドの中間に位置する「うしかい座BL型変光星」 (BL Boötis type, BL Boötis variable, 略称BLBOO) 」のプロトタイプとされる[9]。
特徴
うしかい座の球状星団NGC 5466のメンバーと考えられており、星団の中心から約4分の位置にある。MK分類の光度階級では「V」と主系列星のように表されるが、主系列星ではないと考えられている。サイズや光度は水平分枝星に匹敵するが、質量はさらに大きい[6]。金属量[注 1]が極めて低い中年期の星、または古い連星が合体して生まれた星のいずれかと考えられている[10]。0.821301日の周期で14.43等から15.10等の振幅で変光する[3]。脈動の主要なモードは第1陪音モードと見られている[7]。
この星は、「うしかい座BL型変光星」あるいは「anomalous Cepheid」として知られる非常に珍しい変光星のプロトタイプとされている[9][11]。これらの星は、セファイドと幾分似ているが、変光周期と光度はセファイドの周期-光度関係には従っていない。変光周期はこと座RR型変光星のサブタイプ「RRab」に似ているものの、RRabに比べてはるかに明るい。金属量は非常に少なく、質量は1.5太陽質量 (M☉) 程度とされる[12]。
1961年に旧ソ連の天文学者 Nikolaĭ Efimovich Kurochkin によって初めてその変光が記録され、BL Boötisという符号が付けられた。Kurochkinは食変光星と考えていたが、1971年に T.I. Gryzunova によって脈動変光星のこと座RR型変光星に再分類された[6]。1976年、Robert Zinn は、この星がNGC 5466のメンバーであることを確認し、星団に属する変光星として「V19」という名前を付けた[6]。彼は、この星がこと座RR型変光星としては青すぎることに気がついた。1982年、Zinnはこの星の質量を太陽の約1.56倍、光度を約278倍と推定した[7]。スペクトルはK線に基づいてA2-3の主系列星と、水素線に基づいてA9-F0の主系列星と比較された。この食い違いは、金属量が太陽の約100分の1と強く欠乏していることによって生じたものとされる。
脚注
注釈
出典
- ^ a b c “V* BL Boo -- Cepheid variable Star”. SIMBAD Astronomical Database. CDS. 2022年4月17日閲覧。
- ^ Schmidt, Edward G. (2002). “The Intermediate-Period Cepheid Strip Stars”. The Astronomical Journal (American Astronomical Society) 123 (2): 965-982. Bibcode: 2002AJ....123..965S. doi:10.1086/338439. ISSN 0004-6256.
- ^ a b c d Samus’, N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (2017). “General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1”. Astronomy Reports 61 (1): 80-88. Bibcode: 2017ARep...61...80S. doi:10.1134/S1063772917010085. ISSN 1063-7729. https://vizier.cds.unistra.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ62651d1536ad7c&-out.add=.&-source=B/gcvs/gcvs_cat&recno=6293.
- ^ a b c d e f Gaia Collaboration. “Gaia data early release 3 (Gaia EDR3)”. VizieR On-line Data Catalog: I/350. Bibcode: 2020yCat.1350....0G. https://vizier.cds.unistra.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ62651d3536b623&-out.add=.&-source=I/350/gaiaedr3&-c=211.41856966792%20%2B28.48674003273,eq=ICRS,rs=2&-out.orig=o.
- ^ a b c McCarthy, James K.; Nemec, James M. (1997-06-10). “The Chemical Composition and Period Change Rate of the Anomalous Cepheid V19 in NGC 5466”. The Astrophysical Journal (American Astronomical Society) 482 (1): 203-229. Bibcode: 1997ApJ...482..203M. doi:10.1086/304118. ISSN 0004-637X.
- ^ a b c d Zinn, R.; Dahn, C. C. (1976). “Variable 19 in NGC 5466 : an anomalous cepheid in a globular cluster.”. The Astronomical Journal (American Astronomical Society) 81: 527. Bibcode: 1976AJ.....81..527Z. doi:10.1086/111916. ISSN 0004-6256.
- ^ a b c d Zinn, R.; King, C. R. (1982). “The mass of the anomalous cepheid in the globular cluster NGC 5466”. The Astrophysical Journal (American Astronomical Society) 262: 700. Bibcode: 1982ApJ...262..700Z. doi:10.1086/160462. ISSN 0004-637X.
- ^ Watson, Christopher (1996年6月19日). “VSX : Detail for BL Boo”. aavso. 2022年4月24日閲覧。
- ^ a b Durlevich, Olga. “GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability”. Sternberg Astronomical Institute. 2022年4月17日閲覧。
- ^ Soszynski, Igor. “Anomalous Cepheids”. OGLE Atlas of Variable Star Light Curves. 2022年4月24日閲覧。
- ^ Ian Ridpath, ed (2018-04-26). “RR Lyrae star”. A Dictionary of Astronomy (3rd ed.). Oxford University Press. p. 798. ISBN 9780192542618. https://books.google.co.jp/books?id=VmZaDwAAQBAJ
- ^ Good, Gerry A.. “BLBOO (BL Boo stars)”. Observing variable stars. London: Springer. pp. 69-70. ISBN 978-1-85233-498-7. OCLC 50670637
![Vバンドで記録されたうしかい座BL星の光度曲線[2]](%E3%83%95%E3%82%A1%E3%82%A4%E3%83%AB:BLBooLightCurve.png)
