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 NASA のスピッツァー宇宙望遠鏡によって発見された「牡丹星雲」。この 3 色赤外線合成画像には、青色の 3.6マイクロメートルの 光、緑色の 8 マイクロメートルの光、赤色の 24 マイクロメートルの光が写っています。牡丹星雲は、牡丹星雲の星を取り囲む白い円の中とその周囲にある赤みがかった塵の雲です。 | |
| 観測データ Epoch J2000。Equinox J2000。 | |
|---|---|
| 星座 | 射手座 |
| 赤経 | 17時間46分18.12秒[1] |
| 偏角 | −29° 01′ 36.5″ [1] |
| 特徴 | |
| 進化段階 | スラッシュスター |
| スペクトル型 | Ofpe/WN9 [2] |
| 見かけの等級 （J） | 13.0 [1] |
| 見かけの等級 （H） | 10.3 [1] |
| 見かけの等級 （K） | 8.8 [1] |
| J−H色指数 | 2.7 [1] |
| J−K色指数 | 4.2 [1] |
| 変数型 | |
| 天体測量 | |
| 距離 | 26,000 [2] 光年 (8,000 [2] pc ) |
| 詳細 | |
| 質量 | ~100 [3] 百万☉ |
| 半径 | 92 [2] R ☉ |
| 明るさ | 2,950,000 [3] L ☉ |
| 温度 | 25,100 [2] [3] K |
| 年 | ~2 [3] ミル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
WR 102kaは牡丹星としても知られ、天の川銀河で最も明るい星の候補の1つであるスラッシュ星です。[5]
発見
WR 102ka は銀河中心付近にあり、可視波長では基本的に完全に隠されています。そのため、塵を透過できるより長波長の赤外線で観測する必要があります。WR 102ka は、2002 年と 2003 年に赤外線調査によってカタログ化されました。2ミクロン全天調査(2MASS) では、近赤外線 J、H、K sバンドでそれぞれ 1.2 μm、1.58 μm、2.2 μm で観測され、[1]若い恒星候補の ISOGAL 調査では7 μm と 15 μm で観測されました。[6]
2μm付近のいくつかのスペクトル特性の狭帯域赤外線観測により、WR 102kaはWN10に分類される可能性が高いウォルフ・ライエ星であることが示された。 [7]また、この星は明るい青色変光星の 可能性があるとも提案された。[8]
スピッツァー宇宙望遠鏡は2005年4月20日にWR 102kaを3.6μm、8μm、24μmの波長で観測した。これらの観測により、この非常に明るい天体の物理的特性について初めて信頼性の高い計算が可能になった。[2]
その他の明るい天の川の星々
より近い恒星WR 25はWR 102kaよりも明るいかもしれない。[9] もう一つのより近い恒星イータカリーナは19世紀の数年間、全天で2番目に明るい恒星だったが、WR 102kaよりもわずかに明るいように見えるが、連星系であることが知られている。より最近発見されたピストル星もあり、牡丹星と同様に、それが埋め込まれている星雲の形状にその名前が付けられており、強い恒星風による大量の質量損失と、おそらく1830年代から1840年代頃にイータカリーナで起こった「ミニ超新星のような」噴火によって形成され、ハッブル宇宙望遠鏡によって観測されたローブが形成されたと考えられる。[10]
ピストル星、イータカリーナ、WR 102ka の光度は、前景の銀河塵による強い遮蔽のため、多少不確かになっています。これらの効果を補正してから、見かけの明るさを下げて総放射電力または放射光度を推定する必要があります。 [ 11]イータカリーナと WR 102ka は、今後数百万年以内に超新星または極超新星として爆発する可能性が高いと考えられています。 [12] [9] このような極めて質量が大きく明るい恒星によくあることですが、どちらも最初に形成されたときに、密度が高く質量の大きい恒星風で初期質量のかなりの部分を放出しています。[13] [9]
参照
参考文献
- ^ abcdefgh Skrutskie, Michael F.; Cutri, Roc M.; Stiening, Rae; Weinberg, Martin D.; Schneider, Stephen E.; Carpenter, John M.; et al. (2006年2月1日). 「2ミクロン全天サーベイ (2MASS)」.天文学ジャーナル. 131 (2): 1163–1183. Bibcode :2006AJ....131.1163S. doi : 10.1086/498708 . ISSN 0004-6256. S2CID 18913331.
- ^ abcdef Barniske, A.; Oskinova, LM; Hamann, W. -R. (2008). 「塵とガスからの星周放射を伴う銀河中心の2つの極めて明るいWN星」.天文学と天体物理学. 486 (3): 971. arXiv : 0807.2476 . Bibcode :2008A&A...486..971B. doi :10.1051/0004-6361:200809568. S2CID 8074261.
- ^ abcd Oskinova, LM; Steinke, M.; Hamann, W.-R.; Sander, A.; Todt, H.; Liermann, A. (2013). 「銀河系で最も質量の大きい星の1つは孤立して形成された可能性がある」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 436 (4): 3357. arXiv : 1309.7651 . Bibcode :2013MNRAS.436.3357O. doi : 10.1093/mnras/stt1817 . S2CID 118513968.
- ^ ハマン、ヴォルフライナー;バーニスケ、アンドレアス。リアマン、エイドリアン。オスキノバ、リディア・M。ダイアナ・パーセマン。リューリング、ユテ (2011)。 「銀河の中で最も明るい星とマゼラン雲」。リエージュ王立科学協会。80：98.arXiv：1012.1875v1。Bibcode :2011BSRSL..80...98H。
- ^ Steinke, M.; Oskinova, LM; Hamann, W. -R.; Sander, A. (2015-01-01). 「The Wolf-Rayet stars WR102c and 102ka and their isolation」. Wolf-Rayet Stars : 365. Bibcode :2015wrs..conf..365S.
- ^ Felli, M.; Testi , L.; Schuller, F.; Omont, A. (2002). 「ISOGAL サーベイにおける若い大質量星。II. 明るい YSO 候補のカタログ」。天文学と天体物理学。392 (3): 971–990。arXiv : astro-ph/9905296。Bibcode : 2002A&A...392..971F。doi : 10.1051/0004-6361:20020973。S2CID 18314394 。
- ^ Homeier, NL; Blum, RD; Pasquali, A.; Conti, PS; Damineli, A. (2003). 「内銀河系における輝線星の近赤外線探査の結果: 新しいウォルフ・ライエ星のスペクトル」.天文学と天体物理学. 408 : 153–159. arXiv : astro-ph/0306578 . Bibcode :2003A&A...408..153H. doi :10.1051/0004-6361:20030989. S2CID 11814077.
- ^ Clark, JS; Larionov, VM; Arkharov, A. (2005). 「銀河系の明るい青色変光星の集団について」(PDF) .天文学と天体物理学. 435 (1): 239–246. Bibcode :2005A&A...435..239C. doi : 10.1051/0004-6361:20042563 .
- ^ abc 「WR 102ka – 青色超巨星 - 割り当てポイント」。2022年3月8日閲覧。
- ^ Garner, Rob (2019-07-01). 「ハッブル宇宙望遠鏡が銀河系最大の進行中の恒星花火ショーを捉える」NASA . 2022年3月8日閲覧。
- ^ Zwicky, F. (1962). 「1962IAUS...15..347Z 347ページ」。銀河系外研究の問題。15 :347。Bibcode : 1962IAUS...15..347Z 。 2022年3月8日閲覧。
- ^ エリザベス・ハウエル (2022-01-26). 「イータ・カリーナエの壮大な超新星爆発が新たな視覚化で蘇る」. Space.com . 2022年3月8日閲覧。
- ^ 「イータカリーナエの乱流の中心」www.mpg.de 。 2022年3月8日閲覧。