アペプ（恒星系）

アペップ

超大型望遠鏡による赤外線画像（ESO/Callingham et al.）[a]
観測データ エポック J2000.0      春分 J2000.0
星座	天秤座
赤経	16時00分50.5秒
偏角	−51° 42′ 45″
見かけの等級 （V）	17.5
特徴
進化段階	WR バイナリ
見かけの等級 （J）	10.2
見かけの等級 （K）	6.9
天体測量
距離	2,000+400 −300[3] パソコン
絶対等級 (M V )	-5.15 / -5.15 / -7.4 [3]
その他の指定
WR 70-16, 2MASS J16005047-5142449 [4]
データベース参照
シンバド	データ

アペプは、ウォルフ・ライエ連星と高温超巨星を含む三重星系で、ノルマ座に位置している。エジプト神話の蛇神にちなんで名付けられたこの星系は、連星の主星の高速自転によって宇宙空間に放出され、副星の影響で「風車」の形に形成された、広大な恒星風と宇宙塵の複合体に囲まれている。2010年代の地上でのこの星系の研究では、この星系が天の川銀河で最もよく知られているガンマ線バーストの起源候補であると結論付けられた。

アペップ（発音：/ ˈ ɑː p ɛ p / ）は、 2016年から2018年にかけてこの系を研究し、観測結果に関する科学論文を発表した、ASTRONのジョセフ・カリンガム率いる天文学者チームによって命名された。 ^{[5] [6]この系は、}エジプト神話に登場する太陽神ラーの宿敵にちなんで名付けられた。ラーはしばしば巨大な蛇として描かれ、そのライバル関係は、この系とその恒星風が赤外線で「竜のとぐろに巻き込まれた星」として見えることに「ふさわしい暗示」であると説明されている。^{[5] [7]} XMM-ニュートン宇宙望遠鏡によって観測されたX線源の星カタログであるXMM-ニュートンセレンディピタス源カタログ（2XMM）では、この系は2XMM J160050.7–514245としてカタログ化されている。^[8] WR70-16とも呼ばれる。

Apepは三重星系^{[6] [9]}で、約100年の周期で公転する「中心エンジン」と呼ばれるウォルフ・ライエ 連星^[10]と、「北の伴星」と呼ばれる3番目の高温超巨星を含む。中心エンジンは約1,700天文単位の距離で、10,000年以上の周期で公転している。^[11] Apepの中心にある連星は、炭素系列（WC8）と窒素系列（WN4-6b）のサブタイプの2つの古典的なウォルフ・ライエ星で構成されており、Apepは天の川銀河で最も強力な古典的なWR+WR連星系の例となっている。^[3]炭素系列のウォルフ・ライエ星は、しばしば塵を作る工場である。この星系の周囲には恒星風と宇宙塵の巨大な複合体が広がっており、 ^{[7] [9] [12]、}風車星雲を形成する別のウォルフ・ライエ星系であるWR 104に似ている。 ^[13]風速1200万km/h（750万mph）で移動する風、^{[6] [12]}と星系の端を200万km/h（120万mph）で移動する塵は、中央エンジンの少なくとも1つの構成要素が急速に回転しており、その表面重力が外向きの遠心力とほぼ釣り合っていることを示唆している。^{[9] [14]}この構成要素は、極からはより速い恒星風を、赤道からはより遅い風を生み出し、赤道風が二次星の風と相互作用することで、この星系の「風車」形状が生まれる。^{[15] [16]高速で自転するウォルフ・ライエ星は、理論的には}超新星爆発の際にガンマ線バーストを起こす能力があり、この系はガンマ線バーストの起源として特定されている。^{[17]アペプは}地球から約2.4キロパーセク、^[18]または約8,000光年、^{[10] [19]}の距離にあると推定されており、推定視程減光率が11.4の場合、誤差は+0.2～-0.5キロパーセクとなる可能性がある。^[18]

ノルマにおけるアペップの位置（丸で囲んだ部分）

アペプは、ノルマ座にあり、赤経は16^時00^分50.5^秒、赤緯は-51°42′45″である。^[1]この系は、2つの構成要素、すなわち「中心エンジン」であるウォルフ・ライエ連星と「北の伴星」である超巨星に分解できる。 ^[20]この系の全見かけの等級は17.5で、分解された中心エンジンと北の伴星の見かけの等級はそれぞれ19.0と17.8である。^[21]その赤外線スペクトルエネルギー分布（SED）は独特で、明るさは2.2μmで6.4の見かけの等級から22μmで-2.4の範囲である。^[22]ヨーロッパ南天天文台（ESO）の超大型望遠鏡SINFONI装置による調査では、中心エンジンの赤外線Jバンドの見かけの等級が次のように測定された。10.2 ± 0.2、北側の伴星は9.6 ± 0.2。^{[23] SINFONIはまた、} Kバンドでの見かけの等級を次のように測定した。中央エンジンは6.9 ± 0.2 、Cでは8.1 ± 0.2、^[24] Lバンドでは中央エンジンは4.7 ± 0.1 、北の伴星では7.3 ± 0.1 ^{[24] 、} Mバンドでは中央エンジンは4.4 ± 0.3 、北の伴星の輝度は7.0 ± 0.2 である。 ^[24] SINFONI の観測では、北の伴星はおそらく従来型のB1Ia ⁺高光度星であることがさらに詳しく示されている。^[25] A と B は WC7 星の典型的なスペクトルを示しているが、^[26]中心エンジンの星の 1 つに由来すると理論づけられている WN4 または WN5 星の特徴が追加されている。これが確認されれば、Apep は WR 星の珍しい連星系となる。^[27]これも SINFONI データに基づく別の仮説では、スペクトルはすべて珍しい WN/WC 遷移星のものであり、北の伴星は従来型の OB 星になる可能性があると提案されている。^{[28] WR 星}EZ Canis Majorisと WR 90のスペクトルを組み合わせると、WR 連星で観測されたものとほぼ同じスペクトルが得られる。

この系は天の川銀河で発見された最初のガンマ線バーストの前駆候補であったが、^[7] XMMニュートンやチャンドラ 宇宙望遠鏡などの初期の観測ではガンマ線バーストの前駆候補として知られておらず、 2004年8月にはすでにX線源として特定されていた。^{[29]天文学者のジョー・カリンガムは}シドニー大学の学部生時代にモロンゴ天文台合成望遠鏡でアペプを初めて観測し、^{[12] [30]}イータ・カリーナと同じくらい明るい電波源を持つ、衝突風連星の可能性があることが注目された。^[31] 1998年にWR 104の発見を主導し^[32]、その極端な赤外線特性を観測した後にApepに興味を抱いたCallinghamとPeter Tuthillは^{[33] [34]}、2016年8月にESOの超大型望遠鏡を使用して観測しました。^{[1] [35]}英オーストラリア望遠鏡とオーストラリア望遠鏡コンパクトアレイによるさらなる観測^[19]と、さまざまな国際機関からの貢献により、^[b] 2018年11月19日にNature Astronomyに科学論文が発表されました。 ^[15]この論文では、この系がウォルフ・ライエ連星であり、ガンマ線バーストの起源であると結論付けられました。^{[9] [36]}これまで、このような系は天の川銀河よりも若い銀河でのみ発見されると考えられていました。^[16]

• ガンマ線バーストの一覧

注記

出典

引用

ウィキメディア・コモンズには、 2XMM J160050.7–514245に関連するメディアがあります。

• ウォルフ・ライエ連星の異方性風がガンマ線バーストの潜在的な起源を解明、Nature Astronomy