Loading article…
| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | ベラ |
| 赤経 | 09時間07分59.75787秒[1] |
| 偏角 | −43° 25′ 57.3273″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 2.21 [2] (2.14–2.30 [3] ) |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | K4 イブ[4] |
| U−B色指数 | +1.80 [2] |
| B−V色指数 | +1.65 [2] |
| 変数型 | LC [3] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | +18.4 [5] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: -24.01 [1] マス/年 12 月: +13.52 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 5.99 ± 0.11 mas [1] |
| 距離 | 545 ± 10 光年 (167 ± 3 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | −3.99 [6] |
| 詳細[7] | |
| 質量 | 7.0+1.5 −1.1 ま☉ |
| 半径 | 211 ± 6 ☉ |
| 明るさ | 8,300 リットル☉ |
| 表面重力（log g） | 0.64 [8] グラフ |
| 温度 | 3,835 ± 100 キロ |
| 金属度[Fe/H] | +0.06 [9] デックス |
| 回転速度( v sin i ) | 5.6 ± 1.0 km/秒 |
| 年 | 31.6 ± 1.7 [10] ミル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
ラムダ・ヴェロルム（λ Velorum、略称Lambda Vel、λ Vel）は、正式名称をスハイル（ Suhail / ˈ s uː h eɪ l /） [11]といい、南のほ座にある恒星である。平均視等級は2.21 [2]で、ほ座で3番目に明るい恒星であり、全天で最も明るい恒星の1つである。この恒星までの距離は視差法を使って直接測定することができ、太陽から545光年（167パーセク）と推定される。[1]
命名法
λ Velorum (ラテン語でLambda Velorum ) は、スターのバイエル表記です。
この星には伝統的なアラビア語の名前 سهيل الوزن Suhail al Waznがつけられていたが、現代の航海用星としてはこれがSuhailに短縮された。「Suhail」（一般的なアラビア語の男性の名前）は伝統的に少なくとも他の3つの星、カノープス、ガンマ・ウェロルム（Suhail al Muhlif）、ゼータ・プッピス（Suhail Hadar）に使われていた。2016年、国際天文学連合は星の名前に関する作業部会（WGSN）[12]を組織し、星の固有名をカタログ化して標準化した。WGSNは2016年8月21日にこの星にSuhailという名前を承認し、現在IAU星名カタログにそのように記載されている（カノープスはそのままの名前が承認され、ゼータ・プッピスにはNaosという名前が与えられた）。[11]
中国天文学では、蘇海は天記（ピンイン：Tiānjì）と呼ばれ、動物の年齢を推定する裁判官を意味します。これは、この星が動物の年齢を推定する裁判官の星座 で自分自身を示し、孤立していることによるものです。鬼の館（中国の星座を参照）[13]天記（Tiānjì）は西洋化されてツェンケになりましたが、ツェンケという名前はRHアレンの著作でPsi Velorumに指定され、意味は「天国の記録」です。[14]
プロパティ
スペクトル分類はK4 Ib [4]で、光度クラスIbは低光度の赤色超巨星であることを意味する。λ Velorumの外殻の有効温度は約3,835 K [7]で、K型星のクールなオレンジ色の色合いを与えています。[16]これはLc型のゆっくりとした不規則 変光星であり、その明るさは見かけの等級が+2.14から+2.30の間で変化します。[3]
λ ヴェロルムは、核領域の水素を使い果たした進化した恒星です。質量は太陽の約 7 倍です。赤色超巨星の光度クラスであるにもかかわらず、漸近巨星分枝(AGB)上にあるか、それに近づいている可能性がありますが、その特性から、赤色巨星分枝(RGB)のわずかに重い恒星である可能性も否定できません。[17] AGB 恒星であるため、炭素と酸素の不活性な核を持ち、核の外側の 2 つの殻でヘリウムと水素を交互に融合しています。恒星の外殻は膨張して、磁場を生成する深い対流水素燃焼層を形成しています。この磁場の表面強度は1.72 ± 0.33 Gと測定されています。[18]質量の大きい恒星は、より小さな恒星よりも水素「燃料」をはるかに速く消費し、ラムダ ヴェロルムの年齢はわずか約 3,200 万年と推定されています。[10]
λ Velorum は、惑星状星雲と白色矮星残骸を生成してその寿命を終える中間星の質量範囲の上限に近い。この星は、電子捕獲型 超新星（かに星雲を形成した超新星のような）を生成するのに十分な質量があり、その結果、中性子星となる可能性がある。[19]
参考文献
- ^ abcdef van Leeuwen, F. (2007 年 11 月)、「新しいヒッパルコス減算の検証」、天文学と天体物理学、474 (2): 653–664、arXiv : 0708.1752、Bibcode :2007A&A...474..653V、doi :10.1051/0004-6361:20078357、S2CID 18759600
- ^ abcd Johnson, HL; et al. (1966)、「明るい星のUBVRIJKL測光」、Communications of the Lunar and Planetary Laboratory、4 (99): 99、Bibcode :1966CoLPL...4...99J
- ^ abc Ruban, EV; et al. (2006年9月)、「変光星の分光光度計による観測」、Astronomy Letters、32 (9): 604–607、Bibcode :2006AstL...32..604R、doi :10.1134/S1063773706090052、S2CID 121747360J/PAZh/32/672 VizieR カタログのエントリを参照してください。
- ^ ab Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). 「低温星の改訂版 MK 型パーキンスカタログ」.アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ. 71 : 245. Bibcode :1989ApJS...71..245K. doi :10.1086/191373.
- ^ Wilson, RE (1953). 「恒星の視線速度の総合カタログ」。カーネギー研究所ワシントン DC 出版。ワシントン DC カーネギー研究所Bibcode :1953GCRV..C......0W。
- ^ Setiawan, J.; Pasquini, L.; Da Silva, L.; Hatzes, AP; von Der Lühe, O.; Girardi, L.; De Medeiros, JR; Guenther, E. (2004). 「G 型および K 型巨星の精密視線速度測定。赤色巨星分枝に沿った複数のシステムと変動傾向」。天文学と天体物理学。421 (1): 241。Bibcode : 2004A&A...421..241S。doi : 10.1051/0004-6361:20041042-1。
- ^ ab ハーパー、グラハム M.フィリップ・D・ベネット;ブラウン、アレクサンダー。エアーズ、トーマス R.大中 圭一;グリフィン、エリザベス（2022）。 「ぎょしゃ座座Aの照射大気のHST STIS観測」。天文ジャーナル。164 (1): 16。ビブコード:2022AJ....164...16H。土井：10.3847/1538-3881/ac6feb。S2CID 250101470。
- ^ Rau, Gioia; Nielsen, Krister E.; Carpenter, Kenneth G.; Airapetian, Vladimir (2018年12月). 「低温低重力星のHST/GHRS観測。VI. M型巨星の質量損失率と風パラメータ」。The Astrophysical Journal。869 ( 1 ) : 1。arXiv : 1811.10679。Bibcode : 2018ApJ ... 869....1R。doi : 10.3847/1538-4357/ aaf0a0。ISSN 0004-637X。S2CID 119364960 。
- ^ Luck, R. Earle (2014). 「明るい星のパラメータと存在量」.天文学ジャーナル. 147 (6): 137. Bibcode :2014AJ....147..137L. doi : 10.1088/0004-6256/147/6/137 .
- ^ ab Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, MM (2011 年 1 月)、「太陽から 3 kpc 以内の若い暴走ヒッパルコス星のカタログ」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、410 (1): 190–200、arXiv : 1007.4883、Bibcode :2011MNRAS.410..190T、doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x、S2CID 118629873
- ^ ab 「IAU 星名カタログ」。2016年7月28日閲覧。
- ^ IAU 星の名前に関するワーキンググループ (WGSN)、国際天文学連合、 2016年5月22日閲覧。
- ^ (中国語) AEEA (天文学における展示と教育の活動) 天文教育資訊網 2006 年 6 月 29 日 2021-06-05 にウェイバック マシンにアーカイブ
- ^ アレン、リチャード・ヒンクリー、星の名前 — その伝承と意味: アルゴ・ナビス
- ^ "Hipparcos ツールの対話型データ アクセス".ヒッパルコス。 ESA 。2021 年12 月 8 日に取得。
- ^ 「星の色」、オーストラリア望遠鏡、アウトリーチと教育、Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation、2004年12月21日、2013年12月3日時点のオリジナルよりアーカイブ、 2012年1月16日閲覧。
- ^ カーペンター、ケネス G. (1998)。「ラムダベルの外層大気と風の構造」。漸近巨星分枝星。191 :206。書誌コード: 1998IAUS..191P.206C。
- ^ Grunhut, JH; et al. (2010年11月)、「大質量後期型超巨星の磁場の系統的検出」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、408 (4): 2290–2297、arXiv : 1006.5891、Bibcode :2010MNRAS.408.2290G、doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17275.x、S2CID 118564860
- ^ 野本 健一 (1984). 「8-10太陽質量星の電子捕獲型超新星への進化。I - 電子縮退O + NE + MGコアの形成」.天体物理学ジャーナル. 277 : 791. Bibcode :1984ApJ...277..791N. doi : 10.1086/161749 .
