R71（星）

R71

R71の位置（丸で囲った部分）、 βメンの隣
観測データ エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座	メンサ
赤経	05時間02分07.394秒[1]
偏角	−71° 20′ 13.12″ [1]
見かけの等級 （V）	8.7 [2] - 9.9 [3] - 11.2 [4]
特徴
スペクトル型	LBV
U−B色指数	−0.63 [5]
B−V色指数	+0.05 [5]
変数型	LBV [2]
天体測量
視線速度(R v )	173.36 ± 2.79 [1]  km/s
固有運動（μ）	RA:  1.837 [1] マス/年 十二月:  −0.121 [1] マス/年
視差（π）	0.0330 ± 0.0171 マス[1]
距離	49,970 [2] 個
詳細
静止
質量	27 [2] 男☉
半径	107 [2]  R ☉
明るさ	603,000 [2]  L ☉
表面重力（log  g）	1.80 [2]  CG
温度	15,500 [2]  K
アウトバースト 1975
明るさ	830,000 [3]  L ☉
温度	12,600 [3]  K
アウトバースト 2012
半径	500 [6]  R ☉
明るさ	1,050,000 [6] [2]  L ☉
温度	6,650 [6]  K
その他の指定
HIP  23428、 HD 269006  、AAVSO  0503-71、2MASS J05020738-7120131
データベース参照
シンバド	データ

R71 ( RMC 71、HD 269006 ) は、メンサ座にある大マゼラン雲(LMC)の恒星です。明るい青色変光星に分類され、 LMC で最も明るい恒星の 1 つです。肉眼で見える恒星β メンサエの南西 3分角のところにあります。

R71は青色超巨星として古くから知られており、マゼラン雲で最も明るい恒星の一つである。スペクトル型はB2.5 Iepである。^[7]

1974年までに、R71の明るさは約11等級から約9.2等級に増加し、歴史的写真乾板の調査により、過去にも同様の変化があり、明るさは1914年と1939年頃にピークを迎えていたことがわかった。 ^[4]視覚的な明るさの増加は、星の赤化、つまり見かけ上の冷却を伴っていた。青色超巨星による1～1.5等級の爆発は数千ケルビンの冷却を伴い、その結果、放射光度はほぼ一定のままであったが、これは当時Sドラダス変光星と呼ばれていた変光星のクラスの特徴と考えられており、現在は高輝度青色変光星と呼ばれている。^[8]

R71 の爆発は 1971 年から 1977 年まで続き、その後 11 等級程度まで減光しました。記録は不完全ですが、2006 年に新たな爆発が始まったことが観測され、明るさはこれまでの観測を超えて 8.7 等級にまで増加しました。温度も記録的な 6,650 K 付近まで下がり、光度が大幅に増加したと計算されています。^[6] この爆発の上昇中に、振幅が約 0.1 等級の周期的な明るさの変化が見られ始めました。^[2]

静止状態（最小輝度）のR71のスペクトルは、HαとHβの弱い輝線と、バルマー系列の残りの吸収線を示しています。特にイオン化した鉄の強い禁制輝線が多数あります。 ^[9] このスペクトルはBクラス超巨星として簡単に分類され、輝線や禁制線などの特徴は最も明るい恒星では珍しいことではありません。^[8]

1970年代の爆発的増加の間、多くのスペクトル線が強いP Cygniプロファイルを発達させ、一方で禁制輝線は弱まり、最終的には消滅した。他の多くの金属吸収線が現れ、スペクトルは明らかにより冷たいA型星のものとなった。^{[8] [9]}

2012年、異常に明るい爆発のピーク時に、Hα線は二重ピークの輝線に発達し、最終的には反転したP Cygniプロファイルになった。Hβは反転したP Cygniプロファイルに対してはるかに弱い輝線を示し、他の水素線は輝線を示さない。ヘリウムのスペクトル線は完全に消え、温度がはるかに低いことを示唆している。金属の吸収線が可視スペクトルを支配しており、これもまた温度が低いことを示している。^[4]特に珍しい特徴は、通常は暖かい極超巨星でのみ見られるイオン化カルシウムの近赤外線禁制輝線であるが、大噴火中のη Carinaeでも知られている。この爆発中のスペクトルクラスは、F9からG1まで遅くなると推定されている。^{[4] [6]}

R71 は、青色変光星群の明るい変光星に典型的な多くの方法で明るさの変化を示します。休止と呼ばれる最小輝度付近での長い周期、休止期間中の 0.1 等級未満の微小な変化、数十年の間隔で数年間続く 1 等級以上の爆発などです。^[3]休止時の星の明るさは約 11 等級で、最低輝度は約 11.2 等級でした。1914 年、1939 年、1970 年代の爆発は、それぞれ約 10.2、9.9、9.8 等級に達しました。^[4]

R71 の爆発は、観測されたのはほんの一握りではあるものの、徐々に明るくなっているようで、2012 年の爆発は、このクラスの変光星としては異例の明るさで、ピーク時には 8.7 等級に達しました。また、最大輝度に達するまでの間に、約 0.2 等級の周期的な変動が発生したことも異例です。これらの変動の周期は、明るさが増すにつれて長くなり、約 425 日になりました。^[2]

R71 は最も明るい恒星として知られている恒星の 1 つで、2012 年の爆発的増加の際にはマゼラン雲で最も明るい恒星でした。^[4]静止期には、他の非常に明るい初期 B 型超巨星と同様に、約 15,000 K および 600,000  L _☉のように見えます。このタイプの恒星の半径は、高密度の恒星風があり、 300 万年ごとに約 1 M _☉の質量を失っている ため、明確に定義されていません。光学的厚さ2/3 での恒星表面の標準的な定義では、半径は 107  R _☉ですが、このタイプの恒星の表面のより現実的な定義は、光学的厚さ 20 で、半径は 97  R _☉です。^[2]

爆発の間、R71 は冷却され膨張しますが、放射光度は大きく変化しません。これは、明るい青色変光星の典型的な挙動です。温度が低いため、可視波長で放射される電磁放射が多くなり、視覚的な明るさが増加します。2012 年の異常な爆発の間、星は典型的な明るい青色変光星の最低温度である約 8,500 K を超えて冷却され、約 6,650 K に達し、半径は約 500  R _☉まで約 5 倍に増加しました。光度も 100 万 L _{☉以上に増加したようです。これは他の LBV でも見られましたが、異常であると考えられています。これは、星が高光度のために不安定になる経験的な}ハンフリーズ・デイビッドソン限界を超えている可能性があります。^[2]

異常に低温の爆発中に見られる明るさの変化は、セフェイド変光星やRVタウリ変光星で見られるものと関連している可能性がある。特に低温のため、R71は不安定帯に近づき、そこでは温度に関連した大気の不透明度の変化が規則的な脈動を引き起こす。^[2]

青色の高輝度変光星は、伝統的に、大質量星がウォルフ・ライエ星になる前の短命の不安定な遷移状態にあると考えられてきた。しかし、ウォルフ・ライエ星は連星系間の質量移動の結果であり、質量を獲得した星が大質量で不安定な青色の高輝度変光星になるという理論によって、この説は否定されてきた。R71は、質量の大きな星団内で形成されなかった非常に質量の大きい星のようで、当初は非常に質量の大きい星ではなかった可能性が高い。代わりに、伴星から質量を獲得して後に質量が増大した可能性がある。^{[2] [10]}

どちらの形成方法でも、R71 の次の進化段階は水素を含まないウォルフ・ライエ星になる可能性が高い。最終的にはその中心核が崩壊し、超新星爆発を起こすことは避けられない。しかし、R71 に似た星の一部は、破壊されるまで次第に激しく爆発するように見える。また、ウォルフ・ライエ星の一部またはすべてが、明るい超新星爆発を起こさずに直接ブラックホールに崩壊する可能性がある。^[2]