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HR 5171（別名V766 Centauri ）は、ケンタウルス座にある多重星系です。主星は極端赤色超巨星（RSG）または最近のポスト赤色超巨星（Post-RSG）黄色超巨星（YHG）であると言われており、どちらも既知の恒星の中で最大級のものであることを示しています。この星の直径は不確かですが、太陽の1,300倍から1,600倍の間であると考えられています。地球からの距離は約3キロパーセク（10,000光年）です。変光星であり、最大光度6.1等級に近いときは、観測条件が良ければ肉眼でかすかに見ることができます。
2014年の論文では、この星は接触連星であり、より小さな黄色の超巨星と伴星と共通の物質層を共有し、互いに一定の周期で周回していると仮説が立てられた。1,304 ± 6 日。しかし、2019 年の出版物ではこの仮説は否定された。[ 15 ]
光学的伴星であるHR 5171Bは、黄色超巨星と同じ距離にある場合もあれば、そうでない場合もある。[ 15 ]
HR 5171 システムには少なくとも 2 つの星が含まれていますが、それらが関連しているとは限りません。しかし、主星 A は、接触して 1,304 日で公転する 2 つの黄色い星からなる食連星(成分 Aa と Ab、または二重星および多重星の成分カタログの A と C ) と考えられていましたが、そうではないかもしれません。[ 10 ]想定される伴星は光学干渉計によって直接検出されており、超巨星主星の約 3 分の 1 の大きさです。伴星が存在する場合、2 つの星は共通外層段階にあり、両方の星を取り巻く物質が星自体と同期して回転しています。
主星から9.4秒角離れた位置にある成分 B は、スペクトル型 B0 の青色超巨星です。 [ 7 ]それ自体は非常に明るい大質量星ですが、視覚的には黄色超巨星より 3 等級暗いです。超巨星の主星と青色超巨星の間の投影距離は 35,000 AU ですが、実際の距離はもっと大きい可能性があります。[ 2 ]
HR 5171 は、後に明るい星カタログとして出版されたハーバード改訂カタログ に掲載されたことで命名されました。カタログの 5171 番目の項目であり、視等級 6.23、スペクトル型 K 型として記載されています。[ 17 ] HR 5171 は1927 年に二重星としてカタログ化されました。[ 18 ]
1956年、HR 5171は等級6.4、スペクトル型G5pで、著しく赤化していると記録された。[ 19 ] 1966年、コーベンはこれを等級6.51、スペクトル型G5pと記録し、変光星であると記した。1969年のカタログでは、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によるものだろう。[ 20 ] 1971年、HR 5171 AはG8超巨星と特定され、星間減光で3等級以上、また周星物質による減光で0.5等級赤化しているとされた。[ 11 ] 1979年、絶対視等級（M V ）が-9.2の最も明るい既知の星の1つであることが確認された。[ 10 ] G8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、高光度超巨星の基準を満たした。[ 21 ]
1973年、HR 5171は、コーベンの1966年のカタログに基づいて、変光星V766ケンタウリとして正式に認識されました。[ 22 ]当時、HR 5171は「低温Sドラドゥス変光星」と考えられていました。このクラスには、現在黄色超巨星として知られるカシオペヤ座ρ星などの星が含まれます。これらの変光星は、変化が明確な場合もあれば、ほぼ一定の場合もあり、予測不可能な減光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。詳細な研究では、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日まで変化する可能性があることが示されました。表面温度は、5,000K近くから4,000K以下まで変化すると計算されました。[ 23 ]
2014年の論文では、VLTI観測によりHR 5171のサイズが予想外に大きいことが直接的に判明した。観測結果によると、この星は非対称な形状をしており、これは接触連星系の伴星に起因するとされた。星の周囲にある物質の殻も直接画像化されている。[ 2 ] 2016年には、VLTI観測により、K0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た。[ 12 ]さらに干渉計により、伴星が主星を横切る様子が画像化された。[ 13 ] 2019年には、接触連星系としてのこの系の性質に深刻な疑問を投げかける研究があり、HR 5171Aの不規則な形状は脈動と星の極めて低い表面重力によるものだと示唆している。 [ 15 ]
HR 5171は、 HII領域Gum 48dの中心付近に現れます。Gum 48dは、おそらく可視星HR 5171の1つまたは両方によって電離された物質のリングです。星と星雲はすべて同様の空間運動を示しており、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状腕に位置していると考えられます。HR 5171は、地球から3.2～100kmの距離にある広大な分子雲複合体の一部であるようです。地球から5.5 キロパーセクの距離にあるガム48dは、1つか2つのO型星が電離される必要があり、おそらく数百万年前にHR 5171星の1つまたは両方が電離されたと考えられます。その年齢は350万年と計算されており、既知のHII領域の中で最も古いものの1つです。[ 14 ]
HR 5171Bの想定される光度に基づく初期の計算では、距離は3.2 kpc の距離と 3.2 等級の星間減光。HR 5171A をマゼラン雲の類似の星と比較すると、距離は3.7 kpc。これらの計算に基づく平均距離は3.6 kpc [ 11 ]は依然として広く受け入れられている距離ですが、もっと近い可能性もあると考える理由があります。[ 7 ]ある研究では、V766 Centauri Aa はちょうど 3.6 kpcに位置する可能性があると主張しています。 地球から1.5 ± 0.5 kpcですが、 [ 15 ] Gaia DR3 の視差は、約 1.5 ± 0.5 kpc の Gum 48d メンバーシップと一致しています。4 kpc。[ 1 ]類似した固有運動を持つ近隣の星のガイア視差は、距離と一致しています。2.95 +0.09 −0.10 kpc、2026年現在様々な方法に基づくと、その距離は2.9～3.6キロパーセクの間であると考えられている。[ 9 ]
Gum 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方の超新星残骸G309.2-00.6 にも使用されることがある。 [ 7 ]散開星団NGC 5281は、超新星残骸を背景に HR 5171 から 19' 離れた位置にあるが、地球からは約 1,200 パーセクしか離れていない。[ 24 ]
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容易に分離できる。3番目の成分であるHR 5171Abは分離されておらず、そのスペクトル型は不明である。両方の星は、塵による減光のため3～4等級の赤方偏移を示している。
黄色の星は、K0 0-Ia 型星のスペクトル標準として定義されています。[ 21 ]晩期 G 型または初期 K 型超巨星の一般的な特徴を示しますが、いくつかの特異性があります。421.5 nm CNブレークの強さと赤外線酸素三重線の存在は、高光度を示しています。また、星から放出された物質から凝縮した塵殻によって引き起こされる大きな赤外線過剰と非常に強いケイ酸塩吸収も示しています。 [ 11 ] 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、恒星の広がっ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、連続スペクトルは光球の鋭い表面ではなく、広がった領域で形成されています。この星は、実質的に星の真の表面を隠す擬似光球を持っています。[ 2 ]
青色の伴星は、多少の不確実性はあるものの、通常の光度を持つ高温の超巨星であるB0 Ibpに分類されている。スペクトル特異性コードによると、その吸収線は同種の星としては通常のものよりシャープではない。[ 11 ]
HR 5171は明るさと色が 不規則に変化する。一方、HR 5171Bは安定しており、これらの変化は超巨星の物理的変化、外層の変動、そして2つの近接する伴星間の食によるものと考えられる。
主極小と副極小の深さは、可視光波長でそれぞれ0.21等級と0.14等級である。光度曲線は、この系が接触星系であるためほぼ連続的に変化するが、副極小では、副星が主星の前を通過する際に明確な平坦な底部が見られる。食の光度曲線の形状は、軌道が地球に対してほぼ真横を向いており、副星が主星よりもわずかに高温であることを示唆している。
日食は、固有の変動を背景に発生します。統計的に見ると、この系は20世紀半ばから2013年までの期間において、平均等級が6.54等、平均変動が0.23等級ですが、その中には変動が比較的少ない数十年と、はるかに活発な数十年があります。1975年、1993年、2000年には3回の極小期が観測され、その都度明るさが7等級を下回り、約1年間その状態が続きました。これらの極小期における色の変化は、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ます。極小期の後には、より小さな明るさのピークが観測されます。全体として、明るさの変動は2000年以降、はるかに大きくなっています。
赤外線輝度と可視光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消光の変化に関連していることを示唆しているが、BV色指数には長期的な傾向が見られる。1942年から1982年まで、BVは1.8前後から2.6まで着実に増加した。それ以降はほぼ一定である。これは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、恒星自体の変化を示唆している。最も可能性の高い変化は、超巨星が冷却し、サイズが大きくなっていることである。
変動は不規則だが、HR 5171 のヒッパルコス 測光では強い 657 日周期が観測された。最近の変動では、約 3,300 日で最も強い周期が見られたが、648 日を含む他の周期も見られた。他のすべての変動を通して持続するこの周期性は、1,304 日ごとに 2 回起こる食によるものである。[ 2 ]
変光星一般カタログでは、 S Doradus型変光星の可能性のある星として、また食変光星として分類されている。 [ 6 ]
HR 5171Aの角直径は、超大型望遠鏡（VLT） の測定を用いて3回発表されており、そのうち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 mas 、許容距離では1,000 R ☉をはるかに超える 3.6 kpc。
AMBERによる最初の干渉観測は、2012年3月に赤外線波長域で行われた。最もよく適合したモデルは、端に小さな明るい点を持つ、はっきりと定義された均一な円盤で、全体がより淡い広がった外層に囲まれていた。より大きな星の光球とみなされた均一な円盤は、直径3.39ミリ秒角で、半径は1,315 ± 260太陽半径（915,000,000 ± 181,000,000 km 、6.12 ± 1.21 au ）に相当する。伴星とみなされたより小さな円盤のサイズは明確に定義されていなかった。[ 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ッセルランド半径に対する最良の適合は、ほぼ同一であった。 3.87 masおよびそれぞれ3.86 masであり、半径1,492 ± 540 R ☉ (6.94 ± 2.51 au )に相当する。[ 12 ] PIONIER の観測は、2016 年と 2017 年に 6 つの異なる赤外線波長で行われた。開口合成を使用して、軌道の 3 つの異なる位相で HR 5171 の画像が作成された。2 つの画像では、伴星が主星の前に見え、3 つ目の画像では伴星が主星の後ろにあると予想され、見えなかった。広範囲に広がる均一な円盤に囲まれたロッセランド恒星大気としてモデル化され、光球は 3.3 mas から 4.8 mas の間であることがわかった。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) と計算された。[ 13 ]これらの半径は統計的に互いに一致しているが、黄色の超巨星というよりは極端な赤色超巨星を表している。これが連星相互作用によるものか、異常に赤化したスペクトルの誤解釈によるものかは不明である。[ 2 ]
スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングから光度は630,000 L☉と計算され、距離は 3.7 kpc、星間減光は3.2等級。[ 10 ]これは、赤色超巨星としては予想以上に明るく、黄色超巨星としては極めて明るい。[ 7 ]赤外線スペクトルの一致から導出された有効温度は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。[ 12 ]
近接伴星HR 5171 Abは、主星の半径の約3分の1で、温度もほぼ同じ明るい黄色の星です。食の光度曲線の形状から、主星の12%の光度で、わずかに高温です。質量ははるかに小さく、主星のわずか10分の1と推定されています。より大きな伴星とほとんど区別がつかず、スペクトルも区別できないため、その正確な特性はモデルからしか予測できません。[ 2 ]
高温の伴星HR 5171 BはB0型超巨星で、1992年の論文によると太陽の316,000倍の光度を持つ。HR 5171Aのボロメトリック光度の約半分だが、放射の大部分が紫外線領域にあるため、3等級暗い。その距離は3.6 kpcという 距離はよく分かっており、星雲と星団Gum 48dと関連付けられているが、HR 5171Aが同じ距離にあるのか、それとももっと近いのかは不明である。[ 15 ]
HR 5171A の進化の歴史は、その不確実で特異な物理的特性と連星伴星によって複雑化している。温度が4,290 K の場合、その特性は初期質量32 - 40 M☉の非回転星、または初期質量25 M☉の回転星に相当し、これは数百万年前のもので、最も低い温度と最大のサイズに近い。このような星は質量が大きすぎて赤色超巨星段階で II-P 型超新星を生成できず、より高い温度に進化し、おそらく異なるタイプの超新星爆発を起こす。[ 12 ]温度が 5,000 K の場合、赤色超巨星段階を抜けた、やや進化が進んだ星となる。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動している。これは、外層が剥ぎ取られたウォルフ・ライエ連星系への進化経路の一つである。このペア間の相互作用により主星は同期回転に加速し、これは高速回転する明るい青色変光星またはB[e] 星への経路の一つである。[ 2 ]