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 ピスミス 24-1 は、 NGC 6357領域のこの光学画像の中心にある最も明るい光点です。 クレジット: ESO/IDA/Danish 1.5 m/ R. Gendler、UG Jørgensen、J. Skottfelt、K. Harpsøe | |
| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | さそり座 |
| 北東 | |
| 赤経 | 17時間24分43.497秒[1] |
| 偏角 | –34° 11′ 56.86″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 11.00 [2] |
| 南西 | |
| 赤経 | 17時間24分43.481秒[1] |
| 偏角 | –34° 11′ 57.21″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 11.10 [2] |
| 特徴 | |
| 北東 | |
| スペクトル型 | O3.5もし* [3] |
| 変数型 | 日食[4] |
| 南西 | |
| スペクトル型 | O4III(f + ) [3] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −2.0 [5] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: −0.1 [6] マス/年 12 月: −1.3 [6] マス/年 |
| 距離 | 6,500 [7] 光年 (2,000 [7] pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | −7.50 [3] |
| 北東 | |
| 絶対等級 (M V ) | −6.41 [4] |
| 南西 | |
| 絶対等級 (M V ) | −6.28 [4] |
| 詳細 | |
| 北東 | |
| 質量 | 74 [1] 男☉ |
| 半径 | 18 ル☉ |
| 明るさ | 776,000 [1] L ☉ |
| 温度 | 42,500/41,500 [4] K |
| 南西 | |
| 質量 | 66 [1] 男☉ |
| 半径 | 17 ル☉ |
| 明るさ | 646,000 [1] L ☉ |
| 温度 | 約40,000 [1] K |
| その他の指定 | |
| NE :ピミス 24 -1NE、HD 319718A | |
| SW :ピスミス 24 -1SW、HD 319718B | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
ピスミス 24-1は、 HD 319718としても知られ、約 6,500光年離れたNGC 6357星雲内の散開星団ピスミス 24の中で最も明るい星です。かつては知られている中で最も重い星だと考えられていましたが、少なくとも 3 つの個別の天体で構成されており、それぞれが現在でも知られている中で最も明るく、最も重い星の 1 つです。
発見
ピスミス24-1は、最初はHD 319718としてカタログ化されましたが、後にピスミス24-1とより暗いピスミス24-16の両方に分解されました。周囲のHII領域NGC 6357は顕著ですが、コンパクトな10等級の散開星団ピスミス24は1959年まで特定されていませんでした。[8]
1973年、ピスミス24は15の構成要素に分解され、そのうち12がメンバー星とみなされた。最も明るいものはピスミス24-1として最初に番号が付けられ、暫定的に超巨星と考えられていた。[9]後に、約1000光年離れたO3.5超巨星分光連星とO4巨星に分解された。500AU [ 3 ]
システム
ピスミス24-1は視覚的に2つの構成要素に分解されており、通常は互いの向きからNEとSWと名付けられています。ピスミス24-1NEは24-1SWよりもわずかに明るく高温ですが、分光連星であることが知られています。[4]これはスペクトル光度クラスを考えると驚くべきことです。なぜなら、個々の超巨星は単一のより冷たい巨星よりも明るくないからです。24-1NEの構成要素間の相互作用がその分類を混乱させている可能性があります。または、O4巨星も近接連星である可能性があります。[3]
ピスミス 24-1 は実際には周期 2.4 日の浅い食連星です。食を引き起こすのは北東成分であると推定されていますが、成分ごとの光度曲線は分離されていません。光度曲線は対称的で、ほぼ円軌道を示しており、2 つの食星の質量と温度は非常に似ています。[4]
二重星および多重星のカタログには、ピスミス24-1には5.5秒角と16.4秒角離れた2つの暗い伴星があると記載されています。[10]これは、直径がわずか1.5分角の豊富な散開星団のメンバーであるため、驚くべきことではありません。[7]
プロパティ
ピスミス 24-1NE の 2 つの構成要素は別々に検出することはできませんが、食の分析により、温度が約 42,000 K で、ほぼ同一であることがわかりました。この 2 つの構成要素を合わせると、太陽の約 800,000 倍の明るさになり、個々の恒星は 400,000 L ☉未満である可能性があります。結合した天体のスペクトル型は O3.5 If *で、高度にイオン化された窒素の強い輝線を持つ膨張した恒星を示しています。個別のスペクトル特性は検出できないため、両方の恒星のスペクトルは類似していると想定されています。単一の天体としての質量は 74 M ☉と計算されていますが、各恒星の質量はこれより小さくなります。ピスミス 24-1 付近からの硬 X 線放射は、これら 2 つの超巨星の衝突風によって発生したものと考えられています。[4]
ピスミス24-1SWは、スペクトル型がO4 III(f + )の単独星で、温度が約40,000 K、イオン化した窒素、ケイ素、ヘリウムの輝線を示している。明るさは約650,000 L ☉、半径は17 R ☉、質量は66 M ☉である。スペクトルに基づいて巨星に分類されているが、最も高温のO型星は、活発な対流と強力な恒星風の結果として、中心部で水素を燃焼しながらこれらのスペクトル特性を発達させている。[4]
ピスミス24-1は、最初にモデル化されたとき、理論的に可能な範囲よりも高い質量300 M ☉以上の単一の恒星であると考えられていました 。この推定値は、恒星が連星、さらに三重星であることが判明し、恒星の大気の新しいモデルが開発されたため、減少しました。最新の質量推定値は、特殊な説明なしに、星形成の理論的予測の範囲内です。[3]
外部リンク
- 散開星団ピスミス24の大質量星、2006年12月19日
参考文献
- ^ abcdefghi Fang、M.;ヴァン・ボーケル、R.キング、RR;ヘニング、T.ボウマン、J.土井裕也;岡本、YK;ロッカタリアータ、V.シシリア・アギラール、A. (2012)。 「ピスミス24における星形成と円盤の性質」。天文学と天体物理学。539 : A119. arXiv : 1201.0833。ビブコード:2012A&A...539A.119F。土井：10.1051/0004-6361/201015914。S2CID 73612793。
- ^ ab Skiff, BA (2014). 「VizieR オンラインデータカタログ: 恒星スペクトル分類カタログ (Skiff、2009-2014)」。VizieR オンラインデータカタログ: B/Mk。 初版: ローウェル天文台 (2014 年 10 月)。1。Bibcode :2014yCat....1.2023S。
- ^ abcdef Maíz Apellániz, J.; Walborn, Nolan R.; Morrell, NI ; Niemela, VS; Nelan, EP (2007). 「Pismis 24-1: 恒星の上限質量が維持される」. The Astrophysical Journal . 660 (2): 1480–1485. arXiv : astro-ph/0612012 . Bibcode :2007ApJ...660.1480M. doi :10.1086/513098. S2CID 15936535.
- ^ abcdefghi Barr Domínguez, A.; Chini, R.; Pozo Nuñez, F.; Haas, M.; Hackstein, M.; Drass, H.; Lemke, R.; Murphy, M. (2013). 「食を起こす高質量連星。I. CPD - 51° 8946、PISMIS 24-1、および HD 319702 の光度曲線とシステムパラメータ」。天文学と天体物理学。557 : A13。arXiv : 1306.5482。Bibcode : 2013A&A...557A..13B。doi :10.1051/0004-6361/201321642。S2CID 118623790 。
- ^ Crampton, D. (1972). 「ラドクリフ天文台で測定された南半球B型星の視線速度 - VI. H II領域の星」.王立天文学会月報. 158 : 85–98. Bibcode :1972MNRAS.158...85C. doi : 10.1093/mnras/158.1.85 .
- ^ ab Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, VV; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A. (2000). 「Tycho-2 カタログの最も明るい 250 万個の星」.天文学と天体物理学. 355 : L27. Bibcode :2000A&A...355L..27H. doi :10.1888/0333750888/2862.
- ^ abc Lima, EF; Bica, E.; Bonatto, C.; Saito, RK (2014). 「VVV による HII 複合体 NGC 6357 の埋め込み星団の調査」.天文学と天体物理学. 568 : A16. arXiv : 1406.2413 . Bibcode :2014A&A...568A..16L. doi :10.1051/0004-6361/201323050. S2CID 56229887.
- ^ ピシュミシュ、P. (1959)。 「新南方星団（スペイン語タイトル：Nuevos Cumulos Estelares enregiones del sur）」。トナンツィントラとタクバヤの観測所。2 (18): 37。ビブコード:1959BOTT....2r..37P。
- ^ Moffat, AFJ; Vogt, N. (1973). 「南半球の散開星団。III. 銀河経度 297d と 353d の間の 28 個の星団の UBV-Hbeta 測光」。天文学と天体物理学補足シリーズ。10 : 135。書誌コード:1973A&AS...10..135M。
- ^ Dommanget、J.;ニス、O. (1994)。 「Catalogue des composantes d'etoiles doubles et multiples (CCDM) 初版 - 二重星と多重星の成分のカタログ (CCDM) 初版」。コム。 De l'Observ.ロイヤル・ド・ベルギー。115 : 1.ビブコード:1994CoORB.115....1D。