Loading article…
| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | 射手座 |
| 赤経 | 18時03分52.44501秒[1] |
| 偏角 | −24° 21′ 38.6323″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 5.97 [2] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | O4V((f))z [3] (O3.5V((f+)) + O5–5.5V((f)) [4] ) |
| U−B色指数 | −0.89 [2] |
| B−V色指数 | 0.00 [2] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | 10.70 [5] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: +0.539 [1] マス/年 12 月: -2.019 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 0.8001 ± 0.0728 マス[1] |
| 距離 | 4,100 ± 400 光年 (1,200 ± 100 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | −6.20 [4] |
| 軌道[6] | |
| 期間（P） | 3,261 ± 69 日 |
| 半長径(a) | 4,100 R ☉ [7] |
| 偏心度（e） | 0.648 ± 0.009 |
| 傾斜（i） | 86.5 ± 0.5 ° |
| 半振幅（K 1） （プライマリ） | 36+4 −1km/秒 |
| 半振幅（K 2） （二次） | 49 ± 3 km/秒 |
| 詳細[6] | |
| 9 射手座A | |
| 質量 | 32.1 ± 16.0 メートル☉ |
| 半径 | 10.8 ± 1.0 逆行 |
| 明るさ | 479,000 リットル☉ |
| 表面重力（log g） | 3.87 ± 0.20 cgs |
| 温度 | 46,000 ± 1,000 K |
| 回転速度( v sin i ) | 102+8 −12 km/秒 |
| 9 射手座B | |
| 質量 | 18.9 ± 10.1 メートル☉ |
| 半径 | 8.9 ± 1.2 ☉ |
| 明るさ | 224,000 リットル☉ |
| 表面重力（log g） | 3.87 ± 0.20 cgs |
| 温度 | 42,000 ± 1,000 K |
| 回転速度( v sin i ) | 67+6 −13 km/秒 |
| 年 | 約1 ミル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
いて座9番星（9 Sgr）はいて座にある大質量連星です。見かけの等級は5.97です。両方の構成要素は非常に明るいO型主系列星です。
周囲
_in_the_32_inch_Schulman_telescope_on_Mt._Lemmon,_AZ.jpg/500px-Hourglass_Nebula_region_of_Messier_8_(M8)_in_the_32_inch_Schulman_telescope_on_Mt._Lemmon,_AZ.jpg)
9 Sgr は、ラグーン星雲(メシエ 8)の方向にある肉眼で見える恒星で、ヘルシェル 36 の周りの砂時計星雲の中心凝縮部に非常に近い。バイエルによってギリシャ文字でカタログ化されなかったが、フラムスティードによっていて座の 9 番としてリストされた。散開星団 NGC 6530の近くに位置している。9 Sgr は、その領域内の目に見える星雲の大部分の主な電離源であるが、若い O 型星であるヘルシェル 36 が、高密度の砂時計星雲領域を電離させている。[8]
9 Sgr自体は、反射星雲NGC 6523とNGC 6533を含む直径約30光年のイオン化されたHII領域に囲まれています。このイオン化された領域は、より密度の高い分子雲の前にあります。[8]
9 Sgr、M8、NGC 6530までの距離は不確かだが、一般的には1,200から1,800パーセクと推定されている。最近の研究では、M8領域の距離は約1,250パーセクとされている。[8] 9 Sgrによって引き起こされたと思われる分子雲の前面の侵食は、それが雲の前面にあることを示唆しているが、連星としての9 Sgrの研究では距離は1,790パーセクとされている。[4] [9] 2021年の連星系の研究では、1,310 ± 60 pc。これに基づいて、NGC 6530散開星団のメンバーであると考えられています。[6]
システム
いて座9星は連星系で、O型恒星のペアとしては最長の周期である9.1年を公転周期としている。軌道は偏心しており、恒星間の距離は11 AUから27 AUまで変化する。距離が大きいということは、 2つの恒星の恒星風が強く影響を及ぼさないことを意味し、そのためこのペアはX線の強い発生源ではない。X線がほとんどないこと、軌道速度が低いこと、およびスペクトル型が似通ってO4Vの合成スペクトルに融合していることから、いて座9星が連星系であることが2012年にようやく確認された。[4] 非熱的電波放射や周期的なスペクトル線プロファイルの変化などの以前の手がかりから、伴星の詳細な探索が進められていた。[10] [11]
2つの星は、ハッブル宇宙望遠鏡の 精密誘導センサーと、超大型望遠鏡 PIONIER装置を使用した地上干渉計によって解像されました。[12] [13]
プロパティ
9 Sgrの両構成要素は大質量の主系列O型星であり、有効温度はともに40,000 K。それぞれ太陽の数十万倍の明るさを発している。年齢は約100万年で、どちらもまだ主系列星であり、中心核で水素を融合しているが、強い対流により表面に窒素とヘリウムが豊富に存在し、スペクトルで見えるようになっている。強力な恒星風により、スペクトルに輝線が生成される。[4]
参考文献
- ^ abcde Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). 「Gaia Data Release 3. コンテンツと調査プロパティの概要」.天文学と天体物理学. 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875.VizieR のこのソースの Gaia DR3 レコード。
- ^ abc Ducati, JR (2002). 「VizieR オンラインデータカタログ: ジョンソンの 11 色システムによる恒星測光カタログ」CDS/ADC 電子カタログコレクション. 2237 . Bibcode :2002yCat.2237....0D.
- ^ ソータ、A.マイス・アペラニス、J.ニセコ州モレル。バーバ、RH;ニュージャージー州ウォルボーン。ゲーメン、RC;アリアス、JI; EJ アルファロ (2014)。 「銀河 O 星分光調査 (GOSSS) II. 明るい南の星」。天体物理学ジャーナルの付録。211 (1): 10.arXiv : 1312.6222。Bibcode :2014ApJS..211...10S。土井：10.1088/0067-0049/211/1/10。S2CID 118847528。
- ^ abcde Rauw、G.;サナ、H。スパーノ、M.ゴセット、E.マーヒー、L.デ・ベッカー、M.イーネンス、P. (2012)。 「いて座9座：周期8.6年のO型分光連星を発見」。天文学と天体物理学。542 : A95. arXiv : 1205.3314。ビブコード:2012A&A...542A..95R。土井：10.1051/0004-6361/201219254。S2CID 19967446。
- ^ Gontcharov, GA (2006). 「共通システム内の 35,495 個のヒッパルコス星の Pulkovo による視線速度の集計」.天文学レター. 32 (11): 759–771. arXiv : 1606.08053 . Bibcode :2006AstL...32..759G. doi :10.1134/S1063773706110065. S2CID 119231169.
- ^ abc ファブリー、M.;ホークロフト、C.フロスト、AJ。マーヒー、L.マーチャント、P.ル・ブカン、J. -B.サナ、H. (2021)。 「射手座9番大質量連星の力学的な質量張力を解決する」。天文学と天体物理学。651 : A119. arXiv : 2105.09968。ビブコード:2021A&A...651A.119F。土井：10.1051/0004-6361/202140452。S2CID 235125785。
- ^ Krtička, J.; Kubát, J.; Krtičková, I. (2015). 「質量の大きい成分を持つ連星系における風のX線照射」.天文学と天体物理学. 579 : A111. arXiv : 1505.03411 . Bibcode :2015A&A...579A.111K. doi :10.1051/0004-6361/201525637. S2CID 119120927.
- ^ abc Tothill, NFH; Gagné, M.; Stecklum, B.; Kenworthy, MA (2008). 「ラグーン星雲とその周辺」.星形成領域ハンドブック: 533. arXiv : 0809.3380 . Bibcode :2008hsf2.book..533T.
- ^ カラリ、VM;ヴィンク、JS。ドリュー、JE;バレンツェン、G.ドレイク、JJ。アイスロフェル、J.マルティン、エドゥアルド L.パーカー、QA;ユンルー、YC;ウォルトン、NA;ニュージャージー州ライト（2015）。 「ラグーン星雲 M8 における VPHAS+ - I. H α および u バンド降着率を持つ古典的なおうし座 T 星」。王立天文協会の月次通知。453 (1): 1026–1046。arXiv : 1507.06786。ビブコード:2015MNRAS.453.1026K。土井：10.1093/mnras/stv1676。hdl :10722/218808。S2CID 55429395。
- ^ Abbott, DC; Bieging, JH; Churchwell, E. (1984). 「2つのO型星からの可変非熱的電波放射の検出」.アストロフィジカルジャーナル. 280 :671. Bibcode :1984ApJ...280..671A. doi :10.1086/162040.
- ^ Rauw, G.; Blomme, R.; Waldron, WL; Corcoran, MF; Pittard, JM; Pollock, AMT; Runacres, MC; Sana, H.; Stevens, IR; Van Loo, S. (2002). 「非熱的電波放射 O 型星 9 Sgr の多波長調査」.天文学と天体物理学. 394 (3): 993. Bibcode :2002A&A...394..993R. doi : 10.1051/0004-6361:20020926 .
- ^ Aldoretta, EJ; Caballero-Nieves, SM; Gies, DR; Nelan, EP; Wallace, DJ; Hartkopf, WI; Henry, TJ; Jao, W.-C.; Maíz Apellániz, J.; Mason, BD; Moffat, AFJ; Norris, RP; Richardson, ND; Williams, SJ (2015). 「巨大星の多重度: ガイダンスセンサーによる高角度解像度サーベイ」.天文学ジャーナル. 149 (1): 26. arXiv : 1410.0021 . Bibcode :2015AJ....149...26A. doi :10.1088/0004-6256/149/1/26. S2CID 58911264.
- ^ サナ、H.ル・ブカン、J.-B.ラクール、S.バーガー、J.-P.デュバート、G.ゴーシェ、L.ノリス、B.オロフソン、J.ピッケル、D.ジンズ、G.アブシル、O.デ・コーター、A.クラッター、Ｋ．シュナー、O.ツィネッカー、H. (2014)。 「高角解像度での南の大質量星: 観測活動と伴星の検出」。天体物理ジャーナル付録シリーズ。215 (1): 15.arXiv : 1409.6304。Bibcode :2014ApJS..215...15S。土井：10.1088/0067-0049/215/1/15。S2CID 53500788。