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| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | さそり座 |
| 赤経 | 17時間14分27.65508秒[1] |
| 偏角 | −39° 45′ 59.9378″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 6.22 - 6.64 [2] |
| 特徴 | |
| 進化段階 | K型 極超巨星 |
| スペクトル型 | K0Ia-0 [3] |
| U−B色指数 | 2.48 [4] |
| B−V色指数 | 2.21 [5] |
| 変数型 | SRd [6] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | 46.00 [7] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: −0.758 [1] マス/年 十二月: −1.466 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 0.5485 ± 0.0525 マス[1] |
| 距離 | 5600+570 −370 ly (1718+175 −115 pc ) [8] |
| 詳細 | |
| 質量 | 14.7 [9] メートル☉ |
| 半径 | 685.6 [1] R ☉ |
| 明るさ | 74,100 [10] – 185,200 [11] L ☉ |
| 表面重力（log g） | 0.003 [1] cgs |
| 温度 | 4,573 [1] キロ |
| 金属度[Fe/H] | 0.3491 [1] デックス |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
V915 Scorpii ( HR 6392、HD 155603 ) は、さそり座の 1,718 パーセク ( 5,600 光年 ) 離れた位置にある、超巨星で半規則変光星です。見かけの等級は 6.22から6.64の間で変化しますが、星間減光により 2.93 等級も大幅に減少しています。最も明るいときには、観測条件が良好な場合、肉眼でかすかに見えます。
周囲
V915 Scorpiiは、まばらなOB星団であるMoffat 2に囲まれています。 [12]また、塵とガスの外層に囲まれており、かなりの赤外線超過を引き起こしています。[13]
V915 Scorpii は三重星に分類されている。15"離れたところには、知られている中で最も明るい星の1つであるウォルフ・ライエ星WR 85があるが、視覚的にはV915 Scorpii より4等級暗い。[14]コンポーネント C は、17"離れたところにある 10 等級の K クラス星である。[15]また、22"離れたところに 14 等級の星がある。測光と宇宙の動きから、V915 Scorpii と WR 85 だけが同じ距離にあり、他の 2 つの星は前景の天体であることが示唆されている。各星の明るさに関する仮定から、距離は2,600 pc、および予測される分離0.2 個[ 16]
4分角離れたところには、この連星の他の2つのメンバー、10等級のB0巨星と11等級のOB星がある。連星のメンバーを主系列に当てはめると、1.8kpcという非常に不確実な距離が得られる。[12] WR 85の周りのバブルの運動学的距離は2.8kpcで計算されている。[17]星間減光が最小限であると仮定して導き出されたV915 Scorpiiまでの距離は7,300 pc . [13]しかし、この星はかなり赤く染まっており、その結果、2,630 pc . [16] WR 85を明るい水素に富む星として解析すると、距離は6,600 pc。[14]ベイラージョーンズら 2018 は 1,720 pc と推定している。[8] WR 85 の視差はかなり信頼性が高く、約2,400個[ 18]
変動性
V915 Scorpiiは半規則変光星に分類され、見かけの等級は6.22から6.64の間で変化します。[6]変光周期は600日以上です。[20]
V915 Scorpiiの変光星は1979年にコンコリ天文台によって初めて発表されました。 1978年に変光星としてV915 Scorpiiと命名されました。[21]
プロパティ
V915 Scorpii はスペクトル分類がK0 Ia-0であり[22]、これは大質量の超巨星であることを意味する。質量は太陽の8.5 [23]または 14.7 [9]倍と推定され、半径は 690 R ☉であるため、体積は太陽の約 3 億 3000 万倍に相当する。 [1] V915 Scorpii は、太陽の光度の 74,000 [23]または 185,000 [11]倍に相当する光度を放射しており、表面有効温度は 4,600 K [1]であり、 K 型星の典型的なオレンジ色をしている。[24]
V915 Scorpiiのスペクトル型は、1954年にG5Ia、[25] 1973年にG5Ia-0、[26] 1977年にG8Ia、[12] 1982年にK0Ia、[27] 1989年にK0Ia-0 [3]と決定され、いずれも明るい超巨星または極超巨星を示しています。
参照
注記
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