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| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 ( ICRS ) | |
|---|---|
| 星座 | ヒドラ |
| 赤経 | 13時間30分05.940秒[1] |
| 偏角 | −23° 41′ 49.70″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 13.5 [2] |
| 天体測量 | |
| 固有運動（μ） | 赤経: -52.524±0.040 [1] マス/年 十二月: 45.498±0.035 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 0.8879 [1] ± 0.0235 [1] マス |
| 距離 | 3673+100 −95[1] ly （1126+30 −29[1] 個) |
| 詳細 | |
| 質量 | 0.7 [3] メートル☉ |
| 温度 | 6,180 [3] キロ |
| 金属性 | = −5.4±0.2 [2] |
| その他の指定 | |
SPM3.2 4266486、2MASS J13300595-2341497 、ガイア DR2 6194815228636688768 [4] | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
![{\displaystyle {\begin{smallmatrix}\left[{\ce {Fe}}/{\ce {H}}\right]\end{smallmatrix}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/4c0821bd80891e071c08e7c7ee8e022baedf522c)
HE 1327-2326は、2005年にアンナ・フレベルと共同研究者らによって発見され[2]、SMSS J031300.36−670839.3が発見されるまで、鉄の存在量が最も少ない恒星とされていた。 [5]この恒星は種族IIの恒星に属し、太陽標準化鉄対水素指数[Fe/H]、つまり金属量は−5.4±0.2である。目盛りは対数なので、この数値は鉄の含有量が地球の太陽の約1/250000であることを示している。しかし、炭素の存在量はおよそ太陽の10分の1（[C/H] = −1.0）であり、これら2つの存在量が同時に生成/存在できた理由はわかっていない。この恒星はハンブルク/ESOによる金属欠乏恒星調査によって発見され、おそらく金属含有量がはるかに低かった宇宙時代に形成されたものと考えられる。この星は第二世代の一部であり、原始的な種族IIIの星によって炭素などの元素が注入されたガス雲から生まれたと推測されている。[6]
2018年現在、HE 1327-2326は[Fe/H] < -5の最も明るい星として知られています。これは重要なことです。なぜなら、このような星では金属のスペクトル線が弱いため、高い信号/ノイズスペクトルを得るには明るい星が必要になるからです。[3]
HE 1327-2326 に見られる少量の金属は、第一世代の恒星の超新星爆発によって生成されたと考えられています。超新星の球対称モデルでは、超新星の起源の質量に関係なく、HE 1327-2326 に見られる金属の相対的な存在比を再現できません。このため、Ezzeddineらは2019 年に、HE 1327-2326 の金属濃縮は、25 M ☉の種族 III の恒星の非球面超新星爆発によるもので、双極ジェットによる質量損失によって星間物質が濃縮されたと主張しました。 [6]
参照
- 極低金属量 / 極低金属量星
参考文献
- ^ abcdefgh Brown, AGA ; et al. (Gaia collaboration) (2018年8月). 「Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties」. Astronomy & Astrophysics . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .VizieRのこのソースの Gaia DR2 レコード。
- ^ abc フレーベル A.;青木W.クリスリーブ N.安藤博司;アスプルンド M.バークレム PS;ビールTC;エリクソン K.フェヒナー C.藤本MY;ホンダ S.梶野 徹;峰崎哲也;野本和也;ノリスJE。ライアンSG;高田比田井正人;ツァンガリデス S.吉井裕 (2005 年 4 月 14 日) 「最初の星の元素合成の痕跡」。自然。434 (7035): 871–873。arXiv : astro-ph/0503021。Bibcode :2005Natur.434..871F。土井：10.1038/nature03455. PMID 15829957。S2CID 2010093 。
- ^ abc Ezzeddine, Rana; Frebel, Anna (2018年8月). 「UV COS/HSTデータによる超鉄欠乏星HE 1327-2326の鉄存在量再考」. The Astrophysical Journal . 863 (2): 168. arXiv : 1807.06153 . Bibcode :2018ApJ...863..168E. doi : 10.3847/1538-4357/aad3cb . hdl : 1721.1/121378 . S2CID 118918067.
- ^ "彼 1327-2326".シンバッド。ストラスブール天文学センター。2021 年2 月 5 日に取得。
- ^ ブレイナード、カーティス（2014年2月10日）。「星の考古学」ニューヨークタイムズ。 2014年2月10日閲覧。
- ^ ab エゼディン、ラナ;フレーベル、アンナ。ロデラー、イアン U.富永 望；タムリンソン、ジェイソン。石垣美穂;野本健一；プラッコ、ヴィニシウス M.和光市青木（2019年5月）。 「超金属欠乏星 HE 1327-2326 から推定される非球面集団 III 超新星爆発の証拠」。天体物理学ジャーナル。876 (2): 97.arXiv : 1904.03211。Bibcode :2019ApJ...876...97E。土井：10.3847/1538-4357/ab14e7。hdl : 1721.1/128723。S2CID 102352087。
外部リンク
- 「彼 1327-2326」。シンバッド。ストラスブール天文学センター。
- ハンブルク/ESO 調査 (Christlieb+、2008)
- https://web.archive.org/web/20101224201249/http://www.space.com/astronotes/astronotes.html
- http://jumk.de/astronomie/special-stars/he1327-2326.shtml