Loading article…
| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | カリーナ |
| 赤経 | 10時間43分57.5秒[1] |
| 偏角 | −59° 32′ 51.3″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 6.90 [2] (7.310 [1] + 8.84 [3] ) |
| 特徴 | |
| あ | |
| スペクトル型 | O2If * [4] (O2If+O3.5V [5] ) |
| U−B色指数 | −0.81 [3] |
| B−V色指数 | +0.25 [3] |
| B | |
| 進化段階 | 主系列 |
| スペクトル型 | O3.5 V((f))z [6] |
| U−B色指数 | −0.79 [3] |
| B−V色指数 | +0.23 [3] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −0.4 ± 7.4 [7] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: -5.0 [1] マス/年 12 月: 17.0 [1] マス/年 |
| 距離 | 2,300 [5] 個 |
| 絶対等級 (M V ) | (A) : −6.5 (−6.1 + −5.2) (B) : −4.9 [8] |
| 詳細 | |
| ああ | |
| 質量 | 110 [8] 男☉ |
| 半径 | 22.5 [9] R ☉ |
| 明るさ | 1,480,000 [10] L ☉ |
| 表面重力（log g） | 3.71 [9] CG |
| 温度 | 42,500 [9] K |
| 回転速度( v sin i ) | 130 [9] km/s |
| 年 | 0.9+0.2 −0.4[7] ミル |
| アブ | |
| 質量 | 70 [8] 男☉ |
| 半径 | 13.1 [ 11 ] R☉ |
| 明るさ | 575,000 [10] L ☉ |
| 温度 | 44,000 [11] K |
| B | |
| 質量 | 52 [12] 男☉ |
| 半径 | 13 [12] R ☉ |
| 明るさ | 575,000 [10] L ☉ |
| 表面重力（log g） | 3.92 [12] グラフ |
| 温度 | 44,000 [12] K |
| 回転速度( v sin i ) | 112 [7] km/s |
| その他の指定 | |
| A : TYC 8626-2805-1、ALS 15862、LS 1820 | |
| B :ALS19309 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | 93129 の検索結果 |
| HD 93129A | |
| HD 93129B | |
HD 93129は、カリーナ星雲の三重星系で、3 つの構成要素すべてが天の川銀河で最も明るい恒星の中でも高温のO 型恒星です。これは、イータ カリーナやWR 25などの他の超高輝度星を擁する、カリーナ OB1恒星団内の若い星団であるトランプラー 14星団の主要メンバーです。
位置
.jpg/500px-ESO_-_The_Carina_Nebula_(by).jpg)
HD 93129は、カリーナ星雲の星形成領域にある巨大なトランプラー14 散開星団の中心にあります。年周視差法では正確な距離を決定するには遠すぎますが、ηカリーナ星雲とホムンクルス星雲の正確な距離、星団のモデル化、同じ領域内にあると想定される他の星に関する天体物理学的データはすべて、約2,300パーセクの距離につながります。[5] HD 93129 Aaは、地球に最も近いO2超巨星です。[13]
その空間には、他の多くの巨大で明るい星が存在します。O3.5主系列星であるHD 93128は、トランプラー14内でわずか24分離れており、 HD 93250とHD 93205は、 ηカリーナの周りのより大きなトランプラー16クラスター内のさらに2つのO3.5星です。また、3つのウォルフ・ライエ星、O4超巨星、他の多くのO型星、そしてユニークなηカリーナ自体も存在します。 [10]
システム
HD 93129 は、明確に分解された 2 つの構成要素、HD 93129 A と HD 93129 B で構成されており、HD 93129 A 自体は、はるかに近い 2 つの星で構成されています。
HD 93129 Aは2つの成分に分解されています。スペクトルは明るい成分が支配的ですが、付随星はわずか0.9等級暗いです。HD 93129 AaはO2超巨星で、AbはO3.5主系列星です。[14]それらの距離は2004年の55質量から2013年にはわずか27質量に減少しましたが、正確な軌道は入手できません。[13]
HD 93129 BはO3.5主系列星で、近い方のペアから3秒角離れています。HD 93129 Aを合わせたよりも約1.5等級暗く、HD 93129 Abとほぼ同じ明るさです。[1] [3]
さらに5秒角以内に5つの暗い星が検出され、赤外線波長では5～7等級暗い。[13]
プロパティ
HD 93129の3つの恒星はいずれも銀河系で最も明るい恒星の一つで、[5]超巨星の主星の明るさは 1,480,000 L ☉ 、他の2つの恒星の明るさはそれぞれ575,000 L ☉である。また、超巨星の温度は42,500 K、他の2つの温度は52,000 Kと、最も高温の恒星の一つでもある。これらの恒星の質量は70 M ☉から110 M ☉と計算されている。
HD 93129Aaは主系列を離れており、その年齢は約90万年と推定されています。トランプラー14内の主系列のゼロ年齢の星の存在は、その年齢が60万年未満であることを示唆しています。[7]
参照
参考文献
- ^ abcdef Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, VV; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A. (2000). 「Tycho-2 カタログの 250 万個の最も明るい星」.天文学と天体物理学. 355 : L27. Bibcode :2000A&A...355L..27H. doi :10.1888/0333750888/2862. ISBN 0333750888。
- ^ 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.
- ^ abcdef Vazquez, RA; Baume, G.; Feinstein, A.; Prado, P. (1996). 「散開星団 TR 14 の領域の調査」.天文学と天体物理学補足. 116 : 75. Bibcode :1996A&AS..116...75V.
- ^ 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。
- ^ abcd Cohen, DH; Gagné, M.; Leutenegger, MA; MacArthur, JP; Wollman, EE; Sundqvist, JO; Fullerton, AW; Owocki, SP (2011). 「Chandra X-ray spectroscopy of the very early O supergiant HD 93129A: Constraints on wind shocks and the mass-loss rate」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 415 (4): 3354–3364. arXiv : 1104.4786 . Bibcode :2011MNRAS.415.3354C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18952.x . S2CID 8258609.
- ^ マイス・アペラニス、J.;ソータ、A.アリアス、JI;バーバ、RH;ニュージャージー州ウォルボーン。シモン・ディアス、S.ネゲルエラ、I.マルコ、A.レオ、JRS。エレーロ、A.ゲーメン、RC; EJ アルファロ (2016)。 「銀河 O 星分光探査 (GOSSS)。III. 142 追加の O 型システム」。天体物理ジャーナル付録シリーズ。224 (1): 4.arXiv : 1602.01336。Bibcode :2016ApJS..224....4M。土井：10.3847/0067-0049/224/1/4。S2CID 55658165。
- ^ abcd Penny, Laura R.; Gies, Douglas R.; Hartkopf, William I.; Mason, Brian D.; Turner, Nils H. (1993). 「若い星団 Trumpler 14 における連星の頻度」. Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 105 : 588. Bibcode :1993PASP..105..588P. doi : 10.1086/133200 .
- ^ abc Nelan, Edmund P.; Walborn, Nolan R.; Wallace, Debra J.; Moffat, Anthony FJ; Makidon, Russell B.; Gies, Douglas R.; Panagia, Nino (2004). 「ハッブル宇宙望遠鏡のファインガイダンスセンサーによるカリーナ星雲のOBシステムの解像」天文学ジャーナル。128 ( 1 ): 323–329。Bibcode : 2004AJ ....128..323N。doi : 10.1086/420716。S2CID 121115585 。
- ^ abcd Repolust, T.; Puls, J.; Herrero, A. (2004). 「銀河系O型星の恒星と風のパラメータ。ラインブロッキング/ブランケティングの影響」。天文学と天体物理学。415 :349–376。Bibcode : 2004A &A...415..349R。doi : 10.1051/0004-6361:20034594。
- ^ abcd スミス、ネイサン (2006)。「カリーナ星雲の調査 - I. 大質量星からの累積エネルギー入力」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society。367 (2): 763–772。arXiv : astro-ph/0601060。Bibcode : 2006MNRAS.367..763S。doi : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10007.x。S2CID 14060690。
- ^ ab Del Palacio, Santiago; Bosch-Ramon, Valentí; Romero, Gustavo E.; Benaglia, Paula (2016). 「非常に質量の大きい衝突風連星 HD 93129A の非熱放射モデル」.天文学と天体物理学. 591 : A139. arXiv : 1604.07294 . Bibcode :2016A&A...591A.139D. doi :10.1051/0004-6361/201628264. S2CID 55216290.
- ^ abcd Vink, Jorick S; Davies, B; Harries, T. J; Oudmaijer, R. D; Walborn, N. R (2009). 「O型星の周りのディスクの存在と不在について」.天文学と天体物理学. 505 (2): 743. arXiv : 0909.0888 . Bibcode :2009A&A...505..743V. doi :10.1051/0004-6361/200912610. S2CID 16636438.
- ^ abc 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」。天体物理学ジャーナルの付録。215 (1): 15.arXiv : 1409.6304。Bibcode :2014ApJS..215...15S。土井：10.1088/0067-0049/215/1/15。S2CID 53500788。
- ^ Benaglia, P.; Koribalski, B. (2004). 「HD 93129A の電波観測: 質量損失が最も大きい最古の O 型星?」.天文学と天体物理学. 416 (1): 171–178. arXiv : astro-ph/0312003 . Bibcode :2004A&A...416..171B. doi :10.1051/0004-6361:20034138. S2CID 18416034.
外部リンク
- http://jumk.de/astronomie/big-stars/hd-93129a.shtml