V4998 いて座

V4998 いて座

V4998 いて座とその周囲の殻状星雲。星雲は星を取り囲む透明な泡のような物体として現れます。 クレジット: HST\NIMCOS
観測データ エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座	射手座
赤経	17時間46分05.625秒[1]
偏角	−28° 51′ 31.92″ [1]
特徴
進化段階	LBV [2] [3]
見かけの等級 （B）	19.5 [1]
見かけの等級 （R）	17.2 [1]
見かけの等級 （J）	12.534 [1]
見かけの等級 （H）	9.239 [1]
見かけの等級 （K）	7.462 [1]
変数型	LBV [2]
天体測量
距離	8,000 [2] 個
詳細
半径	463 [a]  R ☉
明るさ	4,000,000 [2]  L ☉
温度	12,000 [4]  K
その他の指定
V 4998 いて座、LBV G0.120-0.048、LBV3、2MASS J17460562-2851319  、SSTGC  595621
データベース参照
シンバド	データ

V4998 いて座は、いて座にある明るい青色変光星(LBV)です。約25,000 光年離れたこの星は、五つ子星団と呼ばれるスターバースト星団から約 ​​7 pc (23光年) 離れたところにあります。この星には、5000 ～ 10,000 年前に大規模な噴出によって形成された、直径 0.8 pc を超える噴出星雲があります。この星は、ピストル星に匹敵する大きな質量と、太陽の約 400 万倍( L _☉ )の明るさを持っています。このため、この星は、知られている中で最も質量が大きく明るい星の 1 つとなっています。

この星は、銀河中心から0.55° ^{2以内の明るい}近赤外線源を探す1993年の調査で初めて発見されました。この調査では、1～20ミクロンの測光を使用し、オーストラリアの1メートルANU望遠鏡の2チャンネルInSb検出器を使用しました。50個のオブジェクトがターゲットとなり、そのほとんどは-5未満のボロメータ等級でした。星自体は1987年5月に観測されました。位置、JHKLNMQ等級、赤経、赤緯、ケイ酸塩吸収が記録されました。調査は、永田哲也、ARハイランド、SMストロー、佐藤修二、河原公明によって実施されました。調査では、この星にNHS93 22と命名されました。NHSは調査を主導した3人の科学者（永田、ハイランド、ストロー）の頭文字、93は発見日、22は22番目に観測された星であることを示しています。^[5]

次の観測は1997年から2001年にかけて行われた2MASS調査によって行われた。この恒星は2MASS J17460562-2851319と命名され、位置、明るさ、JHK等級がカタログ化された。^[1]その後、この恒星は2001年の銀河中心付近の長周期変光星の研究と呼ばれる調査で観測された。この調査ではこの恒星にGMC2001 10-1と命名された。GMCはグラス、マ​​ツモト、カーターの頭文字をとったものである。^{[6]この恒星は2008年の調査で}スピッツァー宇宙望遠鏡 に搭載された赤外線アレイカメラによって2.0 x 1.4度（280 x 210 pc）をカバーして観測され、SSTGC 595621と名付けられた。 ^[7]この恒星は2009年の銀河中心を対象とした近赤外線調査でも観測された。この星は、その調査でMKN2009と命名されました。MKNは3人の主導的な科学者（松永、川津、西山）を表し、2009は調査の日付を示しています。^[8]

ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の近赤外線カメラと多天体分光計（NICMOS ）によって行われた銀河中心領域の狭帯域画像調査により、LBV G0.120-0.048がピストル星を超える強力なパッシェンアルファ（パッシェンα）放射源であることが明らかになりました。^{[2]そのため、この星が}分光法の対象に選ばれました。2010年に実施されたこの調査により、この星は明るい青色変光星であることが確認され、LBV G0.120-0.048と命名されました。LBVは明るい青色変光星、G0.120-0.048は銀河座標を表しています。^{[2]また、Pα画像の使用により、この星には直径が0.8パーセクを超える大きな放出}星雲があり、5000～10,000年前に大規模な噴火によって放出されたことがわかりました。^[2]この星のスペクトルが研究され、そのスペクトルがピストル星に似ていることがわかったため、質量もピストル星と似ていると推定された。^{[2]減光率が測定され、約 4,000,000} L _☉の光度 が得られた。^[2]また、2010 年の調査から MMC2010 という名称が付けられている。MMC は、調査を主導した 3 人の科学者、マウアーハン、モリス、コテラにちなんで名付けられた。2011 年には、ドン、ワン、コテラが率いる調査で、銀河中心のパシェンα線を放射する星が探査された。対象となった星は、銀河中心の HST/NICMOS パシェンα線調査で検出された星である。V4998 Sagittarii は観測された星の 1 つで、DWC2011 92 という別の名称が付けられた。^[9]

2014年、あるグループが五つ子星団のLBVを研究することを決定しました。星雲の質量は6.2  M _☉と測定されました。また、星の有効温度も測定され、12,000 Kであることがわかりました。^[4]この星は五つ子星団の3番目のLBVであったため、その調査ではLBV3と命名されました。^[4]

V4998 Sgr は質量が大きいため核が圧縮され、主にCNO サイクルによって核融合が加速され、明るさは約 4,000,000  L _☉、温度は 12000 Kに達します。直径約 0.8 パーセク (2.5 光年)、質量 6.2  M _{☉の大きな噴出}星雲を誇ります。^[4]同等の星雲は通常 10,000 年しか存続しないため、V4998 Sagittarii は 5000～10,000 年前に大規模な噴火を起こしたと推定されます。^[4]

この星は、銀河中心方向にある五連星爆発星団から7 pc (23 光年) 離れたところにあります。この星団には約100個のO型星といくつかのウォルフ・ライエ星が含まれています。また、いて座V4998の他に、ピストル星とqF362という2つの明るい青色変光星があります。^[2]

恒星の質量損失率の高さと爆発により、水素層が剥がれ、高温のヘリウム核が露出する。その後、ウォルフ・ライエ段階へと進む。最終的に核内で重元素の融合が始まり、大きな鉄核が形成されると、恒星は崩壊し、Ib型またはIc型の超新星として爆発する。超新星爆発前に失われた質量の量に応じて、残骸は中性子星またはブラックホールになる。この恒星のような最も質量の大きい恒星はブラックホールになると予測されている。^[10]