HR5171

V766 ケンタウリ

HR 5171 の場所 (丸で囲んだ部分)
観測データ エポック J2000.0      春分 J2000.0
星座	ケンタウルス
あ
赤経	13時間47分10.864秒[1]
偏角	−62° 35′ 22.95″ [1]
見かけの等級 （V）	6.1 - 7.5 [2]
B
赤経	13時間47分9.953秒[3]
偏角	−62° 35′ 15.99″ [4]
見かけの等級 （V）	9.83 [4]
特徴
あ
スペクトル型	K0 0-Ia [5]
B−V色指数	+2.499 [4]
変数型	EB + SDOR? [6]
B
スペクトル型	B0 Ibp [7]
B−V色指数	+0.39 [4]
天体測量
視線速度(R v )	−38.20 [8]  km/s
距離	4,900 – 12,700 光年 （1,500 [9] – 3,900 [10]  pc）
あ
固有運動（μ）	RA:  −5.648 [1] マス/年 十二月:  −1.797 [1] マス/年
視差（π）	0.2459 ± 0.0514 マス[1]
距離	約13,000 光年 （約4,100 パーセンテージ）
絶対等級 (M V )	−9.2 [11]
B
固有運動（μ）	RA:  −5.715 [3] マス/年 12 月:  −2.143 [3] マス/年
視差（π）	0.3257 ± 0.0126 マス[3]
距離	10,000 ± 400 光年 (3,100 ± 100  pc )
絶対等級 (M V )	−5.8 [12]
軌道[2]
主要な	ああ
仲間	アブ
期間（P）	1,304 ± 6日
半長径(a)	2,028 - 2,195 レート☉
偏心度（e）	0
傾斜（i）	>60°
詳細
ああ
質量	27 – 36 [13] [14] 男性☉
半径	1,060 – 1,160、[9] 1,315 [2]  – 1,575 [14]  R ☉
明るさ	200,000 – 251,000、[9] 630,000+60,000 −55,000 [ 13] L☉
表面重力（log  g）	−0.5 ± 0.6 [13]  cgs
温度	4,470 – 5,012 [9]  K
年	3.5 [10] ミル
アブ
質量	5+15 −3[14] ま☉
半径	312 - 401, [2] 650 ± 150 [  14 ] R☉
温度	4,800 - 5,200 [2]  K
B
半径	20 ル☉
明るさ	160,000 [15]  L ☉
表面重力（log  g）	3.0 - 3.5 [7]  cgs
温度	26,000 [7]  K
年	4 [10] ミル
その他の指定
V766  Cen、HR  5171、HD  119796、HIP  67261、SAO  252448、CD −61°3988、WDS  J13472-6235、AAVSO  1340-62
データベース参照
シンバド	データ

HR 5171は、 V766 Centauriとしても知られ、ケンタウルス座の黄色極超巨星です。極度赤色超巨星(RSG) または最近の後期赤色超巨星 (Post-RSG) の黄色極超巨星(YHG)のいずれかであると言われており、どちらもこの恒星が知られている最大の恒星の 1 つであることを示しています。この恒星の直径は不明ですが、太陽の 1,100 倍から 1,600 倍の間であると考えられます。地球からは 3.6 kpc (11,700 光年) 離れています。

2014年の論文では、この恒星は接触連星であり、より小さな黄色超巨星と二次恒星と物質の共通の外殻を共有し、2つの恒星は1,304±6日ごとに互いの周りを公転していると仮定されていました。最近の論文（2019年）ではこの仮説は否定され、HR 5171の距離は5,200±1,600光年、半径は3-5AU（つまり太陽の650〜1080倍）に修正されました。^[9]

光学的に伴星であるHR 5171Bは、黄色超巨星と同じ距離にあるかもしれないし、そうでないかもしれない。^[9]

HR 5171 系には少なくとも 3 つの恒星が含まれています。主星 A は食連星(二重多重星の構成要素カタログでは構成要素 Aa と Ab、または A と C) で、2 つの黄色い恒星が接触し、1,304 日で周回します。伴星は光学干渉法によって直接検出されており、極超巨星主星の約 3 分の 1 の大きさです。2 つの恒星は共通外殻段階にあり、両方の恒星を取り囲む物質は恒星自体と同期して回転します。

主星から9.4秒角離れた位置にあるB星は、スペクトル型B0の青色超巨星である。 ^[7]それ自体は非常に明るい大質量星であるが、視覚的には黄色極超巨星よりも3等級暗い。極超巨星主星と青色超巨星の推定距離は35,000 AUであるが、実際の距離はもっと大きい可能性がある。^[2]

HR 5171は、ハーバード改訂カタログ（後にブライトスターカタログとして出版）に掲載されたことで命名されました。カタログの5171番目の星であり、視等級は6.23、スペクトル型はK型です。^[16] HR 5171は1927年に二重星としてカタログに登録されました。 ^[17]

1956年、HR 5171は等級6.4、スペクトル型G5pで、著しく赤化していたと記録された。 ^[18] 1966年、コーベンはこれを等級6.51、スペクトル型G5pとして記録し、変光星であると記した。1969年のカタログには、視等級5.85、スペクトル型A7Vと記録されているが、これはおそらく誤認と思われる。^[19] 1971年、HR 5171 AはG8極超巨星と特定され、星間減光で3等級以上、星周物質による減光で0.5等級も赤化していた。^[12] 1979年、絶対視等級（M _V）が-9.2で、最も明るい恒星の1つであることが確認された。^[11] G8のスペクトル型は後に改訂されたMKシステムでK0 0-Iaに調整され、高輝度超巨星の基準を満たしました。^[20]

1973年、HR 5171は、コーベンの1966年のカタログに基づいて、正式に変光星V766ケンタウリとして認識されました。^[21]当時、この星は「冷たいSドラダス変光星」と考えられていました。このクラスには、現在黄色極超巨星として知られているカシオペヤ座ロー星などの星が含まれます。これらの変光星は、変動が明確に定義されている場合もあれば、ほぼ一定である場合もあり、予測できない減衰を示す場合もあるため、通常は半規則型（SRd）に分類されます。詳細な研究により、明るさとスペクトル型の両方に変動があり、周期は430日から494日である可能性があることがわかりました。表面温度は、ほぼ5,000Kから4,000K未満まで変化すると計算されました。^[22]

2014年の論文では、VLTI観測によりHR 5171の大きさが予想外に大きく、接触連星であることが明らかになりました。星の周りの物質の殻も直接画像化されています。^[2] 2016年のVLTI観測では、K0極超巨星としてはさらに大きな半径と予想外に低い温度が示されました。^[13]さらに干渉計で、主星を通過する副星を画像化しました。^[14]

HR 5171 は、 HII 領域ガム 48dの中心近くに現れます。この領域は、HR 5171 の目に見える恒星の 1 つまたは両方によってイオン化された物質のリングです。恒星と星雲はすべて同様の宇宙運動を示しており、地球から約 4,000 パーセク (4 kpc) 離れたケンタウルス座の渦巻き腕に位置していると考えられます。これは、地球から 3.2 kpc から 5.5 kpc の距離にある大規模な分子雲複合体の一部であるようです。ガム 48d がイオン化されるには、おそらく数百万年前に HR 5171 の恒星の 1 つまたは両方がイオン化された1 つまたは 2 つのO 型恒星が必要です。その年齢は 350 万年と計算されており、最も古い HII 領域の一つです。^[10]

HR 5171B の想定される明るさに基づく初期の計算では、距離は 3.2 kpc、星間減光は 3.2 等級と算出されました。HR 5171A をマゼラン雲の同様の恒星と比較すると、距離は 3.7 kpc となります。これらすべての計算に基づく平均距離は 3.6 kpc であり、^[12]これは現在でも広く受け入れられている距離ですが、より近い距離であると考える理由もあります。^[7]

ガム48dはRCW 80としてもカタログ化されているが、RCW 80という名称は、それと重なるより遠い超新星残骸G309.2-00.6に使用されることもある。^[7]散開星団 NGC 5281はHR 5171から19'離れており、超新星残骸に対して投影されているが、地球からはわずか約1,200パーセクである。^[23]

HR 5171 のスペクトルは、明るい黄色の星と高温の青色超巨星に簡単に分離できます。3 番目の構成要素である HR 5171Ab は分解されておらず、そのスペクトル型は不明です。どちらの星も、塵の消滅により 3 ～ 4 等級の赤化が見られます。

黄色い星は、K0 0-Ia 型星のスペクトル標準として定義されています。^[20]この星は、後期 G 型または初期 K 型超巨星の一般的な特徴を示していますが、いくつかの特殊性があります。高い光度は、421.5 nm のCNブレークの強さと赤外線酸素三重項の存在によって示されます。また、大きな赤外線過剰と非常に強いケイ酸塩吸収も示しており、どちらも星から放出された物質から凝縮したダストシェルによって引き起こされます。^{[12] 383.8 nm 付近の異常な青色過剰は、}多環芳香族炭化水素(PAH) の発光による可能性があります。^[7]スペクトルは星の拡張された大気の影響を強く受けており、強い輝線は恒星風で形成され、連続光は光球の鋭い表面ではなく拡張された領域で形成されます。この星は、事実上、星の真の表面を隠す擬似光球を持っています。^[2]

青い伴星は、不確実性はあるものの、通常の明るさの高温超巨星であるB0 Ibpに分類されている。スペクトルの特異性コードによると、その吸収線は、このタイプの恒星としては通常のものよりも鋭くない。^[12]

HR 5171 は、明るさと色に不規則な変化が見られます。HR 5171B は明らかに安定しており、その変化は、極超巨星の物理的変化、外層の変化、および2 つの近い伴星間の食によるものです。

主極小期と副極小期の深さは、可視波長でそれぞれ 0.21 等級と 0.14 等級です。光度曲線は、この系の接触特性によりほぼ連続的に変化しますが、副極小期には、副星が主星の前を通過する際、はっきりとした平らな底があります。日食の光度曲線の形状は、軌道がほぼ地球の真横にあり、副星が主星よりわずかに高温であることを示しています。

日食は、固有の変動を背景にして起こる。統計的には、この系は20世紀半ばから2013年までの期間で平均等級が6.54、平均変動が0.23であるが、この中には比較的変動の少ない数十年と、はるかに活発な数十年がある。1975年、1993年、2000年の3回の極小期が観測されており、そのたびに明るさが約1年間7等級以下に低下した。これらの極小期での色の変化は、周囲の外層による冷却またはリサイクルの結果として、可視光から赤外線への光度の移動を示唆している。極小期の後には、より小さな明るさのピークが観測される。全体的に、明るさの変動は2000年以降、はるかに大きくなっている。

赤外線輝度と可視輝度の変動は光度曲線と非常によく一致しており、輝度の変化は色または減光の変化に関連していることを示唆していますが、BV色指数には長期的な傾向が見られます。1942 年から 1982 年まで、BV は約 1.8 から 2.6 まで着実に増加しました。それ以降はほぼ一定です。これは可視等級とは無関係であるため、赤化とは関係がないようです。したがって、星自体の変化を示唆しています。最も可能性の高い変化は、極超巨星が冷却され、サイズが大きくなっていることです。

変動は不規則だが、 HR 5171のヒッパルコス測光では657日の強い周期性が観測された。最近の変動では約3,300日で最も強い周期性が見られたが、648日などの他の周期も見られた。他のすべての変動を通してこの持続的な周期性は、1,304日ごとに2回の日食によるものである。^[2]

変光星総合カタログでは、 Sドラダス変光星および食変光星の可能性がある星として分類されています。 ^[6]

HR 5171A の角直径は、超大型望遠鏡による測定結果を使用して 3 回発表されています。2回はAMBER干渉計、1 回はPIONIER干渉計によるものです。いずれの場合も、予想外に大きな直径が見つかり、約 3.3 ～ 4.1 ミリ秒で、  3.6 kpc という許容距離で 1,000 R _{☉をはるかに超えています。}

最も初期の AMBER 干渉計は、2012 年 3 月に赤外線波長範囲で測定されました。最もよく適合したモデルは、端に向かって小さな明るい点があり、その周囲を暗い拡張エンベロープが取り囲む、明確に定義された均一なディスクでした。大きな星の光球とみなされる均一なディスクは、直径 3.39 質量で、半径 1,315 ± 260太陽半径(915,000,000 ± 181,000,000  km、6.12 ± 1.21  au ) に相当します。二次星と想定される小さなディスクのサイズは明確に定義されていませんでした。^{[2] 2回目のAMBER観測は、2014年4月に}Kバンドで行われた。均一な円盤とモデル大気のロスランド半径の最適値は、それぞれ3.87質量秒と3.86質量秒でほぼ同じで、半径1,492 ± 540  R _☉ (6.94 ± 2.51  au ) に相当した。^[13] PIONIER観測は、2016年から2017年にかけて6つの異なる赤外線波長で行われた。アパーチャ合成を使用して、HR 5171の軌道の3つの異なる位相の画像が生成されました。2つの画像では、副星が主星の前に見えており、3番目の画像では副星は主星の後ろにあると予想されていたが、見えなかった。拡張された均一な円盤に囲まれたロスランド恒星大気としてモデル化され、光球は3.3質量秒から4.8質量秒の間であることが判明した。全体として、主星の半径は1,575 ± 400  R _☉ (7.32 ± 1.86  au )、 伴星の半径は650 ± 150 R _☉ (450,000,000 ± 100,000,000  km )と計算されました。 ^[14]半径は統計的に一貫していますが、黄色超巨星というよりも極端な赤色超巨星の代表です。これが連星相互作用によるものなのか、異常で高度に赤化したスペクトルの誤解釈によるものなのかは不明です。^[2]

スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングから計算された光度は、距離3.7kpc、星間減光3.2等級と仮定して630,000 L _☉で ある。 ^[11]これは、赤色超巨星の予想よりもかなり明るく、黄色極超巨星でも極端な明るさである。^[7]赤外線スペクトルのマッチングから得られた有効温度は5,000 Kであるが、^[2]半径1,490  R _☉、光度630,000  L _☉から計算された温度は4,290 ± 760 Kである。^[13]

近くにある伴星HR 5171 Abは、半径が主星の約3分の1で、温度もほぼ同じである明るい黄色の星です。日食の光度曲線の形状から、主星の12％の明るさで、わずかに高温であることがわかります。質量ははるかに小さく、主星の10分の1の質量しかないと推定されています。より大きな伴星からほとんど分離されておらず、スペクトルを区別できないため、正確な特性はモデルからしか予測できません。^[2]

熱い伴星HR 5171 BはB0超巨星で、1992年の論文によると太陽の316,000倍の明るさがある。HR 5171Aの約半分の明るさだが、その放射の大部分が紫外線であるため、3等級暗い。その距離は3.6kpc はよく決定されており、星雲・星団ガム48dと関連しているが、HR 5171Aが同じ距離にあるか、それとももっと近い距離にあるかは不明である。^[9]

HR 5171Aの進化の歴史は、その不確かで異常な物理的特性と連星系によって複雑になっている。温度が4,290 Kの単独星として、その特性は初期質量が32 - 40  M _{☉の非回転星、またはおそらく初期質量が25} M _☉の回転星 に相当し、数百万年経ち、最も低温で最大サイズに近い。このような星は、赤色超巨星の段階でタイプII-P超新星を生成するには大きすぎるため、より高温に進化し、おそらく異なるタイプの超新星爆発を生成する。^[13]温度が5,000 Kであれば、赤色超巨星段階を脱した、もう少し進化した星である。主星はおそらく風ロッシュローブオーバーフロー（WRLOF）を起こしており、物質の一部が伴星に移行している。これは、剥ぎ取られた外殻を持つウォルフ・ライエ連星系への進化経路の可能性がある。この相互作用により主星は同期回転するはずであり、これが高速で回転する明るい青色変光星、すなわちB[e]星の形成経路となる可能性がある。^[2]

• VLTI がこれまで発見された最大の黄色極超巨星を再調査 www.eso.org