CWレオニス

CW LeonisまたはIRC +10216は、厚い塵のエンベロープに埋め込まれた変光炭素星です。1969 年にエリック・ベックリン率いる天文学者グループによって、マウント・ウィルソン天文台の62 インチカルテック赤外線望遠鏡による赤外線観測に基づいて初めて発見されました。そのエネルギーは主に赤外線波長で放出されます。波長 5 μmでは、太陽系外のどの天体よりも高いフラックスを持つことがわかりました。^{[ 11 ]} 

CW Leonis は、煤状の大気を吹き飛ばして白色矮星を形成する、その生涯の末期段階にあると考えられています。マグネシウムの同位体比に基づくと、この星の初期質量は太陽質量の3 ～ 5 倍に制約されています。星の核の質量、および白色矮星になった後の星の最終質量は、太陽質量の約 0.7 ～ 0.9 倍です。^{[ 13 ]}ボロメトリック光度は、649 日の脈動サイクル中に変化し、太陽の光度の約 6,250 倍の最小値から約 15,800 倍のピークまで変化します。この星の全体的な出力は、11,300 L☉ の光度で最もよく表されます_。 [ 14 ]^この星の 明るさは脈動周期中に約 2 等級変化し、数年にわたって増加している可能性があります。ある研究では、2004年から2014年の間に平均明るさが約1等級増加したことがわかった。^{[ 15 ]} この星は非常に赤い色をしているため、多くの研究が赤外線波長で行われている。公表されている視等級はまれで、しばしば大きく異なる。2006年のガイドスターカタログでは、見かけの視等級は19.23である。^{[ 16 ]} 2014年から2018年の観測に基づく ASAS -SN変光星カタログでは、平均等級17.56、振幅0.68等級が報告されている。^{[ 17 ]} さらに後の研究では、平均等級14.5、振幅2.0等級が報告されている。^{[ 2 ]} 

この星を取り囲む炭素に富むガス状の外層は少なくとも69,000 年前のもので、この星は年間約(1–4)×10⁻⁵^太陽質量を失っている。 ^{[ 14 ]}拡張された外層には少なくとも1.4太陽質量の物質が含まれている。^{[ 18 ]} 1999年のスペックル観測では、部分的な弧や未完成の殻など、この塵の外層に複雑な構造があることが示されている。この塊状構造は、太陽の太陽周期に匹敵する星の磁気周期によって引き起こされ、周期的な質量損失の増加をもたらす可能性がある。^{[ 19 ]}

CW Leonisからの流出物からは、窒素、酸素、水、ケイ素、鉄など、さまざまな化学元素と約50種類の分子が検出されている。かつてこの星は彗星に囲まれており、星が膨張し始めると彗星が溶けたという説もあったが^{[ 20 ]}、現在では水はすべての炭素星の大気中で自然に生成されると考えられている^{[ 3 ] 。}

この星までの距離が推定範囲の下限である 120  pc であると仮定すると、星を取り囲む星間空間は半径約 84,000 AUに及ぶ。星とその周囲の外層は、周囲の星間物質中を 91 km/sを超える速度で進んでいる。^{[ 18 ]}空間速度は [U, V, W] = [ 21.6 ± 3.9 , 12.6 ± 3.5 , 1.8 ± 3.3 ] km s ^{−1 で}ある。^{[ 13 ]}  

いくつかの論文では、CW Leonis には近接連星伴星が存在すると示唆されている。^{[ 15 ]} ALMAと位置天文観測により、軌道運動が示される可能性がある。伴星を含むモデルと組み合わせた位置天文観測により、CW Leonis が地球に最も近い炭素星であることを示す視差測定結果が得られた。 ^{[ 7 ]}

• 既知の最大の星のリスト

• 近くの恒星CW Leonisの周囲で水が発見される 今日の天体写真 2001年7月16日
• 開口マスク干渉法によって明らかになったIRC +10216周辺のダストエンベロープの変動
• http://jumk.de/astronomie/special-stars/cw-leonis.shtml
• WikiSkyのCW Leonis ：DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α線、X線、天体写真、星図、記事と画像