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| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | ドラド |
| 赤経 | 05時間18分14.3572秒[1] |
| 偏角 | −69° 15′ 01.148″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 8.6 – 11.5 [2] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | B8/9eq – F0/5:Iae [3] |
| U−B色指数 | –0.98 [4] |
| B−V色指数 | +0.11 [4] |
| 変数型 | Sドラドゥス[2] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | +228 [5] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: 1.735 [1] マス/年 十二月: 0.280 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 0.0073 ± 0.0371 マス[1] |
| 距離 | 169,000 光年 （51,800 パーセンテージ） |
| 絶対等級 (M V ) | –7.6 (1965 年) –10.0 (1989 年) [6] |
| 詳細 | |
| 質量 | 24+16 −2[7] マ☉ |
| 1989年（最大） | |
| 半径 | 380 [8] R ☉ |
| 明るさ | 910,000 [6] L ☉ |
| 表面重力（log g） | 0.6 [8] cgs |
| 温度 | 8,500 [6] K |
| 1985年（最低） | |
| 半径 | 100 [8] R ☉ |
| 明るさ | 1,400,000 [8] L ☉ |
| 表面重力（log g） | 1.6 [8] CG |
| 温度 | 20,000 [8] K |
| 1965年（極小期） | |
| 明るさ | 2,000,000 [6] L ☉ |
| 温度 | 35,000 [6] K |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
Sドラダス（ S Dorとも呼ばれる）は、天の川銀河の伴銀河である大マゼラン雲（LMC）で最も明るい恒星の1つで、地球から約16万光年離れている。この恒星は明るい青色変光星であり、肉眼では見ることができないほど遠いものの、明るさが太陽の100万倍以上から以下まで幅広く変化する、最も明るい恒星の1つである。
歴史
S Doradusは1897年に、H α、H β、H γの明るい線を持つセッキI型の珍しい変光星として注目されました。[9]変光星として正式に認められたのは、1904年に『変光星カタログ』の第2補遺でS Doradusという名前が付けられたときでした。[10]
S Dorはその後数十年にわたって何度も観測された。1924年には「P Cygniクラス」と記され、写真等級9.5と記録された[11]。 1925年には絶対等級が-8.9と推定された。[12] 1933年には明るい水素線を持つ9等級のBeq星としてリストされた。[13]当時知られている最も明るい星であった。[14] [15]
1943年、この変動は40年周期で周回する連星の食によるものと解釈された。[16]この解釈は1956年に反駁され、このとき変動は不規則で、スペクトルはP Cygniのプロファイルと多くのスペクトル線の放射を伴うA0であると説明された。明るさは1954年から1955年にかけて0.8等級低下することが観測された。[17]同時に、Sドラダスはハッブル・サンデージ変光星、 M31とM33で発見されたLBVに似ていることが注目された。[18] 1955年の短い極小期に続いて1964年には深い極小期が訪れ、スペクトルはイータ・カリーナと比較され、通常の明るさでのmid-Aスペクトルとは強い対照をなした。[19]
1969年時点ではSドラダスの性質はまだ不明で、主系列前の星である可能性があると考えられていましたが[20]、次の10年間でSドラダス型変光星とハッブル・サンデージ変光星は進化した大質量超巨星であるという見解が一致しました。[21] [22] 1984年に、これらには「明るい青色変光星」という名前が付けられました。これは、頭字語LBVが、明確に定義された変光星のLPVクラスに類似していることから名付けられました。[23]変光星総合カタログ用に定義された分類システムはこれより古いため、LBVには頭字語SDORが使用されています。[24]
周囲
ドラダスS星は、散開星団NGC 1910 （LH41星団としても知られる）の中で最も明るい星で、双眼鏡では大マゼラン雲の主棒内の明るい凝縮体として見ることができる。これは、特徴的な渦巻き形をしているN119 輝線星雲の中にある。 [25]これは大マゼラン雲の中で最も視覚的に明るい恒星の一つであり、時には最も明るいこともある。[26]大マゼラン雲には、黄色極超巨星 HD 33579など、他に9等星はほんの一握りしかない。[27]
一般的なNGC 1910/LH41の連星系内には、Sドラダスの近くにいくつかのコンパクトな星団があります。最も近いものは4分角未満の距離にあり、大マゼラン雲全体にある3つのWO型星のうち2つを含み、星団全体の明るさはSドラダスとほぼ同じです。もう少し離れたところにNGC 1916があります。別のLBVであるR85は、わずか2分角の距離にあります。この豊かな星形成領域には、 3番目のウォルフ・ライエ星、少なくとも10個の他の超巨星、および少なくとも10個のO型星もあります。 [28]
Sドラダスには、多くの近い伴星があります。ワシントン二重星カタログには、5″離れたところに2つの11等星が記載されていますが、大マゼラン雲からの距離では約4光年です。[29]ハッブル宇宙望遠鏡の ファインガイダンスセンサーを使用すると、さらに近い伴星が1.7″離れており、4等級暗いことが発見されています。[30]他にも近くの星があり、最も有名なのは13″にある12等級のOB型超巨星です。[31]
変動性
この星は、独自の変光星であるSドラダスクラスに属し、明るい青色変光星またはLBVとも呼ばれています。LBVは、時折爆発的に増加しながら、長くゆっくりとした明るさの変化を示します。Sドラダスは、通常9等級の星で、数か月のタイムスケールで数十分の1等級の変化があり、数年かかる約1等級の変化が重なります。これらの変化の極端な範囲は、視等級で約8.6～10.4です。数十年ごとに、明るさがより劇的に減少し、11.5等級まで低下します。変化の性質はLBVとしてはやや異常です。Sドラダスは、通常、爆発的な状態にあり、このクラスのほとんどの星に典型的な静止状態へと時折フェードアウトするだけです。[32]
Sドラダスの色は明るさに応じて変化し、星が最も暗いときに最も青くなります。[8]同時に、スペクトルは劇的な変化を示します。これは、多くの線（たとえば、A5eq [19]またはA2/3Ia + e [33]）でP Cygniプロファイルを持つ典型的な中期A型超巨星です。最大輝度では、スペクトルはF型超巨星と同じくらい冷たくなり、強いイオン化金属線とほとんど発光成分がなくなります。[26]最小輝度では、スペクトルは特にFe iiの禁制線だけでなく、ヘリウムや他の金属の発光によって支配されます。深い極小値では、これらの特徴はさらに顕著になり、Fe iiiの発光も現れます。[19]
予測不可能な明るさの変化に規則性を見出そうとする試みは、最大輝度付近の小振幅の変動の周期が約 100 日であることを示唆している。最小輝度では、これらの微小変動は 195 日もの周期で発生すると考えられている。より遅い変動は 6.8 年の周期で特徴付けられ、深い極小期の間隔は 35～40 年である。この微小変動は、より明るさの低い高温の超巨星であるα Cygni 変光星によって示される明るさの変化に似ている。 [6]
不安定性ストリップ
Sドラダス変光星（LBV）は、明確な静止状態と爆発状態を示します。静止段階では、LBVはH-R図のSドラダス不安定帯と呼ばれる対角帯に沿って位置し、より明るい変光星ほど温度が高くなります。[34]
標準的な理論では、LBV の爆発は質量損失が増加し、非常に密度の高い恒星風が擬似光球を形成するときに発生する。風の不透明度が減少し始めるまで温度が下がるため、すべての LBV 爆発の温度は 8,000～9,000 K に達する。爆発中のボロメータ光度はほとんど変化しないと考えられるが、可視光度は放射が紫外線から可視光域に移行するにつれて増加する。[35]詳細な調査により、一部の LBV は最小から最大まで光度が変化するように見えることがわかった。S ドラダスは最大輝度 (最低温度) で光度が低くなることが計算されているが、これはおそらく、位置エネルギーが恒星のかなりの部分の膨張に使われることによるものと考えられる。AGカリーナとHR カリーナは、いくつかの研究で同様の光度低下を示しているが、最も説得力のあるケースでは、AFGL 2298 が爆発中に光度を増加させた。[8]
まれに、より大規模な噴火が長時間持続する低輝度超新星として現れることがあり、超新星偽物と呼ばれている。噴火の原因は不明だが、恒星は生き残り、複数回の噴火を経験する可能性がある。イータ・カリーナとPはくちょう座の2つの星が天の川銀河で知られている唯一の例であり、Sドラダスではそのような噴火は見られない。[36]
優れた特性
- van Genderen（2001）、[6]色指数 から導出された最小値の温度
- Lamers（1995）、[8]非LTEモデル大気から導出された特性
- Humphreys＆Davidson（1994）、[37]最小値の温度は一定の光度を仮定している
LBVの温度は、スペクトルが非常に特殊で標準的な色補正が適用されないため、決定するのが難しく、明るさの変化に関連する光度の変化を正確に計算することはできません。誤差の範囲内で、すべてのLBVの爆発の間、光度は一定であると想定されることがよくあります。爆発が不透明な恒星風のみで構成され、より大きく冷たい恒星を模倣する疑似光球を形成する場合、これは可能性が高いです。[38]
大気物理学の進歩と、LBV爆発時の光度変化の観測により、当初のモデルに疑問が投げかけられている。[39] Sドラダスの大気は、1985年の10.2等級の通常の最小値から1989年の9.0等級の最大値まで詳細にモデル化されている。温度は20,000 Kから9,000 Kに低下し、光度は1,400,000 L ☉から708,000 L ☉に低下すると計算されている。これは、星の可視表面の半径が100 R ☉から380 R ☉に増加したことに対応している。[8] 1965年の極小期（11.5等級）から1989年の極大期までの変動をより簡単に計算すると、温度は35,000 Kから8,500 Kに低下し、光度は2,000,000 L ☉から910,000 L ☉に低下する。[6] 1999年後半の極大期の短い期間、温度はさらに7,500 Kから8,500 Kに低下したが、明るさは目立った変化はなかった。これは他のLBVの極大期では正常であり、最も低温になるが、Sドラダスではそれ以前もそれ以降も見られなかった。[26] AGカリーナの観測では、極小期と最大期の間の光度変化は、狭い温度範囲で突然発生する可能性があり、光度曲線の残りの部分では光度はほぼ一定であることがわかっている。[40]
LBV の質量は、連星系でない限り直接計算することは困難です。表面重力は劇的に変化し、特異なスペクトル線から測定することが難しく、半径も明確に定義されていません。LBV はウォルフ・ライエ星の直接の前身であると考えられていますが、主系列から進化したばかりか、はるかに低い質量を持つ赤色超巨星後の星である可能性もあります。S ドラダスの場合、現在の質量は 20～45 M ☉の範囲であると考えられます。[7] [8]
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