G64 について

G64 について

星の周りの塵のトーラスのVLTI画像。 クレジット: ESO
観測データ エポック J2000.0      春分 J2000.0
星座	ドラド( LMC )
赤経	04時間55分10.5252秒[1]
偏角	−68° 20′ 29.998″ [1]
見かけの等級 （V）	17.7 - 18.8 [2]
特徴
進化段階	黄色極超巨星[3]
スペクトル型	G-K [3]
見かけの等級 （K）	6.849 [4]
見かけの等級 （R）	15.69 [5]
見かけの等級 （G）	15.0971 [1]
見かけの等級 （I）	12.795 [6]
見かけの等級 （J）	9.252 [4]
見かけの等級 （H）	7.745 [4]
変数型	炭素を多く含むLPV（ミラ？）[6]
天体測量
視線速度(R v )	294 ± 2 [7]  km/s
固有運動（μ）	RA:  1.108 [1] マス/年 十二月:  −1.348 [1] マス/年
視差（π）	−0.2280 ± 0.0625 マス[1]
距離	160,000 光年 （50,000 [7]  pc）
絶対等級 (M V )	−6.00 [7]
詳細
質量	28 (初期質量) [3]  M ☉
半径	~800 [3]  R ☉
表面重力（log  g）	0.0 [3] グラフ
温度	4,700 [3]  K
年	≤5 [8] ミル
その他の指定
WOH G064、2MASS J04551048-6820298  、IRAS  04553-6825、MSX LMC 1182
データベース参照
シンバド	データ

WOH G64（IRAS 04553-6825 ）は、南の星座かぎ座にある大マゼラン雲（LMC）衛星銀河内の珍しい^{[7] [3]} 黄色極超巨星です。

WOH G64は、直径およそ1光年の光学的に厚い塵の層に囲まれており、その中には強い恒星風によって生成された太陽の3～9倍の質量の物質が含まれています。^[9]かつては半径が明確に定義された最大の恒星 と考えられていましたが^{[7] [10]} 、30年ほどの爆発的な増加の後に急速に黄色超巨星に移行し、半径が約800  R _☉に減少し、明るさが34%減少しました。^[3]

WOH G64は、1970年代にベンクト・ヴェスタールンド、オランダー、ヘディンによって発見された。NML Cygniと同様に、この星の名前の「WOH」は3人の発見者の名前に由来しているが、この場合はLMCの巨星と超巨星の全カタログを指している。^{[11]ヴェスタールンドは、}アラ座の巨大な超星団ヴェスタールンド1にある もう1つの注目すべき赤色超巨星、ヴェスタールンド1-26も発見した。^[12] 1986年の赤外線観測では、この星はガスと塵に囲まれた非常に明るい超巨星であり、その放射線の約4分の3を吸収していることが明らかになった。^[13]

2007年、超大型望遠鏡（VLT）を使用した観測により、WOH G64がトーラス状の雲に囲まれていることが示された。^[9]

WOH G64はLMCにあると思われるため、地球から約50,000パーセク（160,000 光年）離れていると推定される。 ^[7] WOH G64のGaia Data Release 2視差は−0.2280 ± 0.0625  masであり、負の視差は信頼できる距離を提供しない。^[1]

WOH G64 は、可視波長で 1 等級以上の明るさの変化を定期的に起こし、主な周期は約 800 日です。[ ^{5]この星は、可視波長で 6 等級以上の減光を起こしますが、赤外線波長での変化ははるかに小さくなります。 [7]}この星は、炭素に富むミラまたは長周期変光星として説明されており、必然的に超巨星ではなく漸近巨星分枝星(AGB 星) になります。^[6] 明るさの変動は、他の研究者によっていくつかのスペクトル帯域で確認されていますが、実際の変光星の種類は不明です。顕著なスペクトル変動は見つかっていません。^[7]

WOH G64のスペクトル型はM5とされているが^[7]、通常はM7.5というはるかに低温のスペクトル型を持ち、超巨星としては非常に珍しい。^{[8] [14] [13]}

WOH G64は、非常に明るいMクラスの超巨星に分類されており、 LMCで最も大きく、最も明るく、最も冷たい赤色超巨星である可能性が高い。 ^{[7]星の温度と明るさの組み合わせは、}ヘルツシュプルング・ラッセル図の右上隅に近い位置にあります。星の進化した状態は、低密度、高放射圧、および熱核融合の比較的不透明な生成物のために、もはや大気を保持できないことを意味します。^{[引用が必要]}平均質量損失率は3.1〜年間5.8 × 10 ⁻⁴  M _☉で、赤色超巨星の中でも最も高い値である。^{[15] [16]}

WOH G64のパラメータは不確かである。球殻を仮定した分光測定に基づいて、この星は当初、光度が490,000～600,000  L _☉と計算されており、初期質量は少なくとも40  M _☉で、半径は2,575～3,000  R _☉と大きいことが示唆されている。^{[13] [14] [17]} 2018年の測定では、光度が432,000  L _☉、有効温度がさらに高いことがわかっている。3,500  K 、光学および赤外線測光に基づき、周囲の塵からの球対称放射を仮定。半径は 1,788  R _☉となる。^{[18] [a]}

2007年に超大型望遠鏡（VLT）で測定されたこの星のボロメータ光度は282,000+40,000
-30,000 L _☉は周囲のトーラスの放射伝達モデルに基づいており、初期質量は25 ± 5M☉  _、半径約1,730R☉  （有効温度を仮定_）3,200  K ^[9] 2009年にレベスクは有効温度を3,400 ± 25 Kで、光学および近紫外線SEDのスペクトルフィッティングにより、この新しい温度で Ohnaka の光度を採用すると、半径は次のようになります。1,540  R _☉だが、誤差は5% または 77  R _☉である。^[7]これらの物理的パラメータは、 VY Canis Majorisなどの他の場所で発見された最大の銀河系赤色超巨星や極超巨​​星、および最も冷たく、最も明るく、最大の可能性のある冷えた超巨星の理論モデル（たとえば、林限界またはハンフリーズ・デイビッドソン限界）と一致している。^{[7] [9] [14]}ダストトーラスが赤外線の方向を変える効果を無視すると、1,970 - 1,990  R _☉の光度に基づく推定値は、450,000+150,000
-120,000 L _☉および有効温度 3,372 -3,400Kも導出されている。^[7]

WOH G64はOH、Hの重要な供給源であることが発見されました。
₂O、およびSiO メーザー放射は、 OH/IR 超巨星に典型的である。 ^[7]この星雲は異常なスペクトルの放射を示し、高温ガスは窒素に富み、視線速度は恒星の速度よりもかなり大きい。 ^{[7]恒星の大気は、中赤外線波長で強いケイ酸塩}吸収帯を生成し、高度に励起された一酸化炭素による線放射を伴っている。 ^[19]

WOH G64には、 -7.5等級または100,000 L _☉の光度 を持つ後期O型主系列星の伴星がある可能性があり、WOH G64は連星であると考えられますが、この観測は確認されておらず、介在する塵の雲のために星の研究は非常に困難です。^[7]

• B90、大マゼラン雲のもう一つの赤色超巨星
• VY おおいぬ座、おそらく天の川銀河で最大の恒星であると考えられている
• NML シグニ
• R136a1は、知られている中で最も質量が大きく明るい恒星の一つである。

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