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| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | 白鳥座 |
| 赤経 | 20時間46分25.54秒[1] |
| 偏角 | +40° 06′ 59.5″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 16.60（可変）[2] |
| 特徴 | |
| 進化段階 | OH/IR [3] 赤色極超巨星[4] |
| スペクトル型 | M4.5–M7.9 Ia–III [5] |
| 見かけの等級 （K） | 0.791 ± 0.204 [1] |
| 見かけの等級 （G） | 11.148 [1] |
| 見かけの等級 （J） | 4.877 ± 0.037 [1] |
| 見かけの等級 （H） | 2.389 ± 0.2 [1] |
| B−V色指数 | +2.04 [2] |
| 変数型 | 半規則変光星[6] |
| 天体測量 | |
| 固有運動（μ） | RA: −1.55 [4] マス/年 十二月: −4.59 [4] マス/年 |
| 視差（π） | 0.620 ± 0.047 マス[4] |
| 距離 | 5,250+420 −360 ly (1,610+130 −110[4 ]パソコン |
| 詳細 | |
| 質量 | 25 [4] (イニシャル) M ☉ |
| 半径 | <1,350+195 −229[7] [a] R ☉ |
| 明るさ | 229,000+40,000 −41,000 [ 9] L☉ |
| 年 | 8 [4] ミル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
NML CygniまたはV1489 Cygni（略称NML CygまたはV1489 Cyg）は、はくちょう座にある赤色 極超巨星[4]または赤色超巨星（RSG）である。これは現在知られている恒星の中でおそらく最大の恒星の1つであり、最も明るく質量の大きい冷極超巨星の1つである可能性があり、また天の川銀河で最も明るい恒星の1つでもある。
地球からNML Cygniまでの距離は約1.6kpcと推定されており、5,300 光年。[10]これは、太陽に最も近い大質量星団の1つである白鳥座OB2星団の一部であり、天空上で約2°または約1000光年の範囲に広がっています。半径30pcの距離1.74 ± 0.2 kpc。[11]推定距離と角直径の測定値に基づくと、7.8 ± 0.64 ミリ秒角、[8] NML Cygniの物理的な半径は1,350 R ☉です 。太陽系の中心に配置されると、その表面は木星の軌道を超えて広がる可能性があります。
観察履歴
NML Cygniは1965年にアメリカの天文学者ノイゲバウアー、マーツ、レイトンによって発見され、彼らは2つの非常に赤い明るい星について記述しました。その色は黒体温度と一致しています。1,000 K。[13] NML という名前は、これら 3 人の発見者の名前に由来しています。[14] 2 番目の星は、一時的に NML Tauri [15]と呼ばれていましたが、現在はIK Tauri [16]として知られており、M9ミラ変光星です。NML Cygni は、その後、小さな半規則的な明るさの変化のために V1489 Cygni という名称も与えられましたが、[17]現在でも NML Cygni と呼ばれることが最も一般的です。その構成は、1968 年に OHメーザー(1612 MHz)が発見されたことで明らかになり始めました。[18] H
2O、 SiO、 CO、 HCN、 CS、 SO、 SO
2、およびH
2S分子も検出された。 [19]
身体的特徴
NML Cygni は、非常に大きく明るい低温超巨星で、別の有名だがより極端な低温超巨星であるおおいぬ座VYとパラメータが似ており、質量を大幅に失うOH/IR 超巨星としても知られています。また、周期が 1,280 日または 940 日の半規則変光星でもあります。 [11] [5]ヘルツシュプルング・ラッセル図の右上隅に位置しますが、星の特性のほとんどは距離に直接依存します。
大きさ、明るさ、温度
NML Cygniの放射光度（L bol ）は、当初は500,000 L ☉と計算され、 推定距離は2kpc で、半径は3,700 R ☉と計算された。8.6 masの角直径と距離です。[20] [21] [22] 2006年の研究では、VY Canis Majorisで行われた研究と同様に、NML Cygniは通常の赤色超巨星であり、その結果、光度と半径の値がはるかに低いことが示唆されています。[23]より現代的で正確な測定では、距離は約1.6 kpcで、光度は約 200,000 L ☉となる。距離に基づいて 44 mas の電波角直径が与えられ、光学角直径は約 22 mas であることが示唆された。[4]この距離と 270,000 L ☉の光度を 星の 有効温度の仮定と組み合わせると、温度が 1,640 R ☉ のときに半径が 1,640 R ☉となる。3,250 Kまたは2,770 R ☉の温度の場合2,500 K。[b] [4]しかし、別の論文では、有効温度を1,183 R ☉と仮定して、はるかに低い半径を示しています 。3,834 Kとより低い距離1.22 kpc。[6] Gaia Data Release 2には、NML Cygniの視差が1.5259 ± 0.5677 masですが、基礎となる測定値はかなりのレベルのノイズを示しており、視差は信頼できないと考えられています。[24]
NML Cygniの均一なディスク角直径はCHARM2調査によって測定され、見かけの大きさは7.8 ± 0.64 ミリ秒。[8] Zhang et al. (2012)によって測定された距離を仮定すると（1610+130
−110 パーセク） [4]から、物理的半径は1,350 R ☉となる。 [7]太陽系の中心に配置すると、その光球は木星の軌道を通過する。NML Cygniは複雑なダストシェルで覆われているため、測定された角直径にはこのディスクの一部が含まれる可能性があり、物理的半径はこれよりも小さくなる可能性があります。 [25]
質量と質量損失
NML Cygniは、 25M☉の恒星が800万年後に進化すると予想される位置に近い 。 [4]
NML Cygniは進化しており、その大気中には酸素、水酸基、水など多くの重元素や分子が検出されている。塵の物質に囲まれており[4] [11]、豆の形をした非対称星雲がH 2 O蒸気メーザーの分布と一致している[26]。
NML Cygniの推定質量損失率は4.2～4.8 × 10 −4 M ☉ /年[3]で、知られているどの恒星よりも高い値である。NML Cygniの年周視差は約0.62ミリ秒角と測定されている。[4]観測から、NML Cygniには2つの光学的に厚い塵と分子の殻があると推定されている。内殻の光学的厚さは1.9、外殻の光学的厚さは0.33である。[27]これらの塵殻は、主系列後の強い風によって形成され、その速度は23 km/s [ 11]
この星は巨大なはくちょう座OB2星団の外縁に位置しているため、はくちょう座NMLの放射線が周囲の塵やガスに及ぼす影響は、星団の中心にある高温の星から離れた領域に限られています。[11]
参照
注記
- ^ 周囲の塵の領域は非常に複雑なため、半径を決定することは困難です。[8]
- ^ シュテファン・ボルツマンの法則を公称太陽有効温度5,772 Kに適用すると、
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