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| メシエ67 | |
|---|---|
 かに座の散開星団メシエ67 | |
| 観測データ（J2000.0エポック） | |
| 赤経 | 08時間 51.3分 |
| 偏角 | +11° 49′ |
| 距離 | ~2.61 ～ 2.93 kly (800 ～ 900 pc [1] [2] [3] [4] ) |
| 見かけの等級 （V） | 6.1 |
| 見かけの寸法（V） | 30.0′ |
| 身体的特徴 | |
| 半径 | 10光年[引用が必要] |
| 推定年齢 | 32億年から50億年 |
| その他の指定 | NGC 2682、Cr 204 |
| 協会 | |
| 星座 | 癌 |
メシエ67 （ M67またはNGC 2682とも呼ばれる）は、キングコブラ星団またはゴールデンアイ星団[5]とも呼ばれ、かに座の南側赤道半分にある散開星団です。1779年にヨハン・ゴットフリート・ケーラーによって発見されました。年齢は32億年から50億年と推定されています。距離の推定値も同様にさまざまですが、通常は800～900パーセク（2,600～2,900光年）です。[1] [2] [ 3] [4]連星モデリングと赤外線色等級図のフィッティングにより、855、840、815パーセクという推定値が確立されました。[2] [3] [4]
説明
M67は最も古い散開星団として知られているわけではないが、いくつかの天の川銀河の星団はM67より古く、しかしより遠くにあることが知られている。これは恒星進化の典型的な研究対象である：[6]
- 人口が多い
- ほこりによる遮蔽はごくわずかである
- 約30個の異常な青いはぐれ星を除いて、すべての恒星は同じ距離と年齢にあります。
M67は最も研究されている散開星団の一つですが、年齢、質量、特定のタイプの恒星の数などの物理的パラメータの推定値は大きく異なります。Richerらは、年齢を40億年、質量を1080 太陽質量（M ☉）、白色矮星の数を150と推定しています。[7] Hurleyらは、現在の質量を1,400 M ☉、初期質量をその約10倍と推定しています。[8]
M67には太陽に似た恒星が100個以上あり、赤色巨星も多数存在する。恒星の総数は500個を優に超えると推定されている。[9]太陽に似た恒星の年齢と多さから、一部の天文学者はM67が太陽 の親星団である可能性があると理論づけた。[10]しかし、コンピューターシミュレーションでは、太陽系外縁部がM67からの放出に耐えられたかどうかについては意見が分かれており、[11] [12]星団自体もそのような放出イベントを生き延びられなかった可能性が高い。[13]
この星団には、スペクトル型 Fより青い (熱い)主系列星は含まれていない。おそらく青色はぐれ星の一部を除いては。なぜなら、その年齢の明るい星はすでに主系列を離れているからである。実際、星団の星をヘルツシュプルング・ラッセル図にプロットすると、中心核での水素融合が終了し、赤色巨星になる運命にある星を表す明確な「ターンオフ」がある。星団が古くなるにつれて、ターンオフは主系列を下ってより冷たい星へと徐々に移動していく。
M67は重い星に偏っているように見える。その原因の1つは質量分離である。質量分離とは、軽い星が接近時に重い星を犠牲にして速度を上げ、星団の中心からの平均距離を大きくしたり、星団から完全に逃げ出したりすることである。[14]
2016年3月にバーンズらが行ったAIP / JHU共同研究では、移動する恒星黒点が光度曲線に与える影響から測定された太陽に似た20個の恒星の自転周期が、約40億歳のこれらの恒星が約26日で自転していることを示唆している。これは、赤道での周期が25.38日である太陽と同じである。[15]測定は、ケプラー宇宙望遠鏡の延長K2ミッションの一環として実施された。これは、太陽の多くの重要な特性が、同じサイズと年齢の恒星に適用可能であることを裏付けるものであり、現代の太陽および恒星物理学の基本原理である。[16]著者らはこれを「太陽と恒星のつながり」と略している。[16]
惑星
M67の視線速度調査により、この星団の5つの恒星（ YBP 1194、YBP 1514、YBP 401、Sand 978、Sand 1429）の周りに太陽系外惑星が発見されました。 [17] [18] [19] [20] 6番目の恒星Sand 364にも惑星があると考えられていましたが、その後の調査でその証拠は見つからず、視線速度の変動は惑星以外の起源、おそらく恒星の変動によるものであると結論付けられました。[21]
ギャラリー
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メシエ67の恒星の近くを周回するホットジュピター系外惑星を示すアーティストの想像ビデオ
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メシエ67星団内のホットジュピター系外惑星の想像図
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参照
参考文献
- ^ ab Paunzen, E.; Mermilliod, J.-C. 「散開星団 NGC 2682 の WEBDA ページ」。WEBDA。2022年10 月 12 日閲覧。
- ^ abc Sarajedini, Ata; Dotter, Aaron; Kirkpatrick, Allison (2009). 「M67 の深部 2MASS 測光と主系列 J - K S色差の年齢指標としての較正」.アストロフィジカルジャーナル. 698 (2): 1872–1878. arXiv : 0904.2907 . Bibcode :2009ApJ...698.1872S. doi :10.1088/0004-637X/698/2/1872. S2CID 11654120.
- ^ abc Yakut, K.; Zima, W.; Kalomeni, B.; Van Winckel, H.; Waelkens, C.; De Cat, P.; Bauwens, E.; Vučković, M.; Saesen, S.; Le Guillou, L.; Parmaksızoğlu, M.; Uluç, K.; Khamitov, I.; Raskin, G.; Aerts, C. (2009). 「太陽時代の銀河系散開星団 M 67 の近接連星およびその他の変光星」.天文学と天体物理学. 503 (1): 165. arXiv : 0906.4908 . Bibcode :2009A&A...503..165Y. doi :10.1051/0004-6361/200911918. S2CID 1136371。
- ^ abc Majaess, Daniel J.; Turner, David G.; Lane, David J.; Krajci, Tom (2011). 「Deep Infrared ZAMS は、delta Scuti 星をホストする散開星団のベンチマークに適合します」。Journal of the American Association of Variable Star Observers (Jaavso)。39 (2): 219。arXiv : 1102.1705。Bibcode :2011JAVSO..39..219M。
- ^ Martina McGovern. 「M67 散開星団」.英国天文学協会. 2022年10月12日閲覧。
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズのメシエ67に関連するメディア- メシエ 67、SEDS メシエ ページ
- メリフィールド、マイク。「M67 – 散開星団」。ディープ スカイ ビデオ。ブレイディ ハラン。
- WikiSkyのメシエ 67 : DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像
