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| 観測データ エポック J2000 エキノックス J2000 | |
|---|---|
| 星座 | ドラド |
| 赤経 | 05時間38分39.144秒[1] |
| 偏角 | −69° 06′ 21.30″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 13.38 [2] |
| 特徴 | |
| 進化段階 | ウォルフ・ライエ星 |
| スペクトル型 | WN6 [3] |
| B−V色指数 | -0.10 [2] |
| 天体測量 | |
| 固有運動（μ） | RA: 1.680 [1] マス/年 十二月: 0.512 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 0.0288 ± 0.0159 マス[1] |
| 距離 | 165,000 光年 （50,600 パーセンテージ） |
| 絶対等級 (M V ) | -8.11 [3] |
| 絶対 光度 (M bol ) | -12.0 [3] |
| 詳細 | |
| 質量 | 226（非常に不確実）[3] M ☉ |
| 半径 | 37.5 [3] R ☉ |
| 明るさ | 5,000,000 [3] L ☉ |
| 明るさ（視覚、L V） | 141,000 [3] L ☉ |
| 温度 | 45,000 [3] K |
| 年 | 7.5 [4] ミル |
| その他の指定 | |
ブレイ 79、NGC 2070 MEL J、SSTISAGEMC J053839.14-690621.2、BAT99 98、LMC AB12、メルニック 49、2MASS J05383914-6906211 、UCAC4 105‑014273、ガイア EDR3 4657679654981424640 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
BAT99-98は、大マゼラン雲のNGC 2070、タランチュラ星雲（かじき座30番星） のR136星団付近に位置するウォルフ・ライエ星である。質量は226M☉ 、光度は5,000,000L☉ で、知られている恒星の中で最も質量が大きく、現在知られている恒星の中で最も明るい恒星の1つに近い。[3]
観察
1978年にホルヘ・メルニックが実施した調査では、30ドラダス領域をカバーし、 WN系列に属する6つの新しいウォルフ・ライエ（WR）星を発見した。調査では、見かけの等級が14以上で、30ドラダス星雲の中心から2分角以内にある星が観測され、現在 BAT99‑98として知られる星はJ星と分類された。この星は等級が13.5で、スペクトル型はWN5であることが判明した。[5]
翌年、大マゼラン雲に13個の新しいWR星が発見されたことが報告され、そのうちの1つがメル・Jであった。この星は12番が付けられ、小マゼラン雲にあるよく知られたAB星と区別するためにAB12、またはLMC AB12と呼ばれた。[6]
メルニックはNGC 2070の星について別の研究を行い、BAT99-98に49番を与え、そのスペクトル型をWN7に再分類した。[7]
AB12 も Mel J も一般的には使用されていませんが、「Melnick 49」という名称が時々見られます。より一般的には、LMC のウォルフ・ライエ星は R (ラドクリフ天文台) 番号、Brey (ブレイザッハーカタログ番号[8] )、またはBAT99番号で呼ばれます。[9]
特徴
BAT99-98はR136星団の近くに位置し、星団自体の巨大な恒星と似た質量-光度特性を持っています。誕生時の 質量は250 M ☉で、その後20 M ☉を失ったと推定されています。 [3]この恒星は、毎秒100万マイルの速度で移動する恒星風によって大量の質量を失います。1,600 km/s [3]。 この星の表面温度は温度は45,000 K、光度は5,000,000 L ☉です。この星は高温のため非常に明るいのですが、その光の多くは紫外線で人間の目には見えません。そのため、肉眼では太陽の141,000倍の明るさになります。現在、WN6星に分類されており、モデルによれば年齢は750万歳とされています。
運命
BAT99-98 の将来は、その質量損失にかかっている。これほど質量の大きい星は、破滅的な終焉を避けるのに十分な質量を失うことはないと考えられている。その結果、超新星、極超新星、ガンマ線バーストが発生するか、あるいはほとんど目に見える爆発がなく、ブラックホールまたは中性子星が残る可能性がある。正確な詳細は、質量損失のタイミングと量に大きく依存し、現在のモデルでは観測された星を完全に再現できないが、局部銀河群の質量の大きい星の大部分は、Ib 型または Ic 型の超新星を生成し、時にはガンマ線バーストを起こし、ブラックホールを残すと予想されている。 [10]ただし、例外的に質量が大きい一部の星では、超新星爆発は対不安定性によって引き起こされ、残骸はまったく残らない。[11]
参照
参考文献
- ^ abcde Brown, AGA ; et al. (Gaia collaboration) (2021). 「Gaia Early Data Release 3: Summary of the Contents and survey properties」.天文学と天体物理学. 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID 227254300.(Erratum: doi :10.1051/0004-6361/202039657e) 。 VizieRにおけるこのソースの Gaia EDR3 レコード。
- ^ ab Doran, EI; Crowther, PA; de Koter, A.; Evans, CJ; McEvoy, C.; Walborn, NR; Bastian, N.; Bestenlehner, JM; Grafener, G.; Herrero, A.; Kohler, K.; Maiz Apellaniz, J.; Najarro, F.; Puls, J.; Sana, H.; Schneider, FRN; Taylor, WD; van Loon, J. Th.; Vink, JS (2013). 「VLT-FLAMES タランチュラ調査 – XI。30 Doradus の高温の明るい星とそのフィードバックの調査」。天文学と天体物理学。558 : A134。arXiv : 1308.3412v1。Bibcode :2013A&A...558A.134D. doi :10.1051/0004-6361/201321824. S2CID 118510909.
- ^ abcdefghijk Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, LM; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W. -R. (2014). 「大マゼラン雲のウォルフ・ライエ星」.天文学と天体物理学. 565 : A27. arXiv : 1401.5474 . Bibcode :2014A&A...565A..27H. doi :10.1051/0004-6361/201322696. S2CID 55123954.
- ^ Selman, FJ; Melnick, J. (2005). 「30 Doradus のフィールド集団の IMF」.天文学と天体物理学. 443 (3): 851. Bibcode :2005A&A...443..851S. doi : 10.1051/0004-6361:20042173 . S2CID 120118444.
- ^ Melnick, J. (1978). 「30 Doradus のより多くのウォルフ・ライエ星」.天文学と天体物理学補足シリーズ. 34 : 383–385.書誌コード:1978A&AS...34..383M.
- ^ Azzopardi, M.; Breysacher, J. (1979). 「大マゼラン雲の新しいウォルフ・ライエ星」.天文学と天体物理学. 75 : 243.書誌コード:1979A&A....75..243A.
- ^ Melnick, J. (1985). 「30 Doradus 星雲。I – 中心星団の 69 個の星のスペクトル分類」。天文学と天体物理学。153 : 235。Bibcode : 1985A &A...153..235M。
- ^ Breysacher, J. (1981). 「大マゼラン雲におけるウォルフ・ライエ星のスペクトル分類」天文学と天体物理学補足. 43 : 203.書誌コード:1981A&AS...43..203B.
- ^ Breysacher, J.; Azzopardi, M.; Testor, G. (1999). 「大マゼラン雲の種族Iのウォルフ・ライエ星の第4カタログ」.天文学と天体物理学補足シリーズ. 137 (1): 117–145. Bibcode :1999A&AS..137..117B. doi : 10.1051/aas:1999240 .
- ^ Woosley, SE; Heger , A. (2015). 「非常に質量の大きい星の死」局所宇宙における非常に質量の大きい星天体物理学および宇宙科学図書館。第412巻。pp. 199–225。arXiv : 1406.5657。Bibcode : 2015ASSL..412..199W。doi : 10.1007 /978-3-319-09596-7_7。ISBN 978-3-319-09595-0. S2CID 119238749。
- ^ 「講義18：対不安定性超新星」（PDF） 。 2021年12月4日時点のオリジナルよりアーカイブ（PDF） 。