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| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 ( ICRS ) | |
|---|---|
| 星座 | 射手座 |
| 赤経 | 17時間45分40.124秒[1] |
| 偏角 | −29° 00′ 29.02″ [1] |
| 特徴 | |
| 進化段階 | スラッシュスター |
| スペクトル型 | Ofpe/WN9 [2] |
| 見かけの等級 （J） | 14.75 [3] |
| 見かけの等級 （H） | 11.6 [3] |
| 見かけの等級 （K） | 9.34 [4] |
| 軌道[5] | |
| 主要な | 射手座A* |
| 仲間 | GCIR16SW |
| 期間（P） | 1270 ± 309 歳 |
| 半長径(a) | 2.32 ± 0.46インチ |
| 偏心度（e） | 0.35 ± 0.11 |
| 傾斜（i） | 113.0 ± 1.3 ° |
| ノードの経度（Ω） | 113.2 ± 1.4 ° |
| 近点期 （T ） | 2132 ± 29 |
| 近点引数（ω） （二次） | 28 ± 14 ° |
| 軌道[6] | |
| 期間（P） | 19.4513 ± 0.0011 日 |
| 半長径(a) | 140.6 ± 4.7 右☉ |
| 傾斜（i） | 70.85 ± 0.6 ° |
| 近点期 （T ） | 2 451 775 .102 ± 0.032 |
| 詳細[6] | |
| あ | |
| 質量 | 約50 万☉ |
| 半径 | 54.5 ± 1.8 ×58.2 ± 1.9 ×62.7 ± 2.1 逆行 |
| 明るさ | 1,100,000 L ☉ |
| 表面重力（log g） | 3.0 CG |
| 温度 | 24,400 キロ |
| B | |
| 質量 | 約50 万☉ |
| 半径 | 54.5 ± 1.8 ×58.2 ± 1.9 ×62.7 ± 2.1 逆行 |
| 明るさ | 1,100,000 L ☉ |
| 表面重力（log g） | 3.0 CG |
| 温度 | 23,500 キロ |
| その他の指定 | |
GCIRS 16SW、S97、S1-16 [7] | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
GCIRS 16SWはS97としても知られ、銀河中心に位置する接触連星である。同じ大きさの 2 つの高温大質量星で構成され、19.5 日周期で互いの周りを公転している。2 つの星は非常に近いため、大気が重なり合っており、赤外線波長で 0.35 等級の明るさの異なる食連星を形成している。[6]
GCIRS 16SWは、いて座A*の周りを約19,000 AUで周回しており、周期は約1,270年です。[5]これらの恒星の推定質量は約50太陽質量で、寿命は約400万年と予測されています。これは、この系がいて座A*から0.1パーセク（0.33 光年、21,000 AU）以内で形成されたことを示し、より遠くから内側に移動してきたわけではないことを示しています。[6]
GCIRS 16SWは、そのスペクトルと物理的特性に基づいて、明るい青色変光星の候補として分類されました。 [8] これは食連星として特定される前のことですが、現在でも明るい青色変光星の候補として扱われています。[9]
それぞれの星は、他の星の重力によって大きく歪んでいます。極半径は 54.5 R ☉と計算され、軌道運動の方向に沿った半径は 58.2 R ☉です。2 つの星を結ぶ線に沿った半径は 62.7 R ☉で、2 つの星の中心間の距離は 132.8 R ☉です。連星を単一の星として扱う特性の計算では、有効温度は次のようになりました。24,400 K。[8] 副星の温度は主星の96%であることがわかっています。しかし、これらの温度は太陽の100万倍以上の明るさを生み出し、各星のエディントン光度に非常に近いため、実際の温度はわずかに低いと疑われています。[6]
参考文献
- ^ ab Miho N. Ishigaki; Nozomu Tominaga; Chiaki Kobayashi; Ken'ichi Nomoto (2014). 「最も鉄分の少ない星の起源としてのFaint Population III Supernovae」. The Astrophysical Journal Letters . 792 (2): L32. arXiv : 1404.4817 . Bibcode :2014ApJ...792L..32I. doi :10.1088/2041-8205/792/2/L32. S2CID 119012372.
- ^ Paumard, T.; Genzel, R.; Martins, F.; Nayakshin, S.; Beloborodov, AM; Levin, Y.; Trippe, S.; Eisenhauer, F.; Ott, T.; Gillessen, S.; Abuter, R.; Cuadra, J.; Alexander, T.; Sternberg, A. (2006). 「銀河中心パーセクの2つの若い星の円盤：特性、ダイナミクス、および形成」。The Astrophysical Journal。643 ( 2 ): 1011–1035。arXiv : astro-ph/0601268。Bibcode : 2006ApJ ...643.1011P。doi : 10.1086 /503273。S2CID 14440768 。
- ^ ab Blum, RD; Ramírez, Solange V.; Sellgren, K.; Olsen, K. (2003). 「本当にクールな星と銀河中心の星形成史」. The Astrophysical Journal . 597 (1): 323–346. arXiv : astro-ph/0307291 . Bibcode :2003ApJ...597..323B. doi :10.1086/378380. S2CID 5664467.
- ^ Blum, RD; Sellgren, K.; Depoy, DL (1996). 「銀河中心における JHKL 測光と K バンド光度関数」. The Astrophysical Journal . 470 : 864. arXiv : astro-ph/9604109 . Bibcode :1996ApJ...470..864B. doi :10.1086/177917. S2CID 2730271.
- ^ ab Gillessen, S.; Plewa, PM; Eisenhauer, F.; Sari, R.; Waisberg, I.; Habibi, M.; Pfuhl, O.; George, E.; Dexter, J. (2017). 「銀河中心の恒星軌道監視の最新情報」.アストロフィジカルジャーナル. 837 (1): 30. arXiv : 1611.09144 . Bibcode :2017ApJ...837...30G. doi : 10.3847/1538-4357/aa5c41 . ISSN 0004-637X. S2CID 119087402.
- ^ abcde Peeples, Molly S.; et al. (2007年1月). 「可変銀河中心源GCIRS 16SWの性質の再考: 巨大食連星」.アストロフィジカルジャーナル. 654 (1): L61–L64. arXiv : astro-ph/0610212 . Bibcode :2007ApJ...654L..61P. doi :10.1086/510720. S2CID 14242573.
- ^ “GCIRS 16SW -- ヴォルフ・ライエ・スター”.シンバッド。ストラスブール天文学センター。2020 年6 月 30 日に取得。
- ^ ab Najarro, F.; Krabbe, A.; Genzel, R.; Lutz, D.; Kudritzki, RP; Hillier, DJ (1997). 「銀河中心のHeIクラスターの定量的分光法」.天文学と天体物理学. 325 : 700.書誌コード:1997A&A...325..700N.
- ^ スミス、ネイサン; アガカンルー、モジガン; マーフィー、ジェレミア W.; ドラウト、マリア R.; スタッサン、ケイヴァン G.; グロー、ホセ H. (2019). 「銀河系光度青色変光星のガイア DR2 距離について」.王立天文学会月報. 488 (2): 1760. arXiv : 1805.03298 . Bibcode :2019MNRAS.488.1760S. doi : 10.1093/mnras/stz1712 . S2CID 119267371.