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 カリーナ星雲のWR 22 | |
| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | カリーナ |
| 赤経 | 10時間41分17.51590秒[1] |
| 偏角 | −59° 40′ 36.8957″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 6.42 [2] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | WN7h + O9III-V [3] |
| 見かけの等級 （U） | 5.68 [2] |
| 見かけの等級 （B） | 6.50 [2] |
| 見かけの等級 （J） | 5.705 [4] |
| 見かけの等級 （H） | 5.578 [4] |
| 見かけの等級 （K） | 5.389 [4] |
| U−B色指数 | −0.82 [2] |
| B−V色指数 | 0.08 [2] |
| J−H色指数 | 0.127 [4] |
| J−K色指数 | 0.316 [4] |
| 変数型 | 食連星[5] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −28.00 [6] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: −7.321 [7] マス/年 12 月: 3.091 [7] マス/年 |
| 視差（π） | 0.3953 ± 0.0348 マス[7] |
| 距離 | 8,300 ± 700 光年 (2,500 ± 200 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | −6.73 + −4.44 [5] |
| 軌道[8] | |
| 主要な | WR |
| 仲間 | お |
| 期間（P） | 80.336日[9] |
| 半長径(a) | 330 ル☉ |
| 偏心度（e） | 0.598 |
| 傾斜（i） | 83.5 [9] ° |
| 近点引数（ω） （二次） | 268.2° |
| 半振幅（K 1） （プライマリ） | 70.6 km/秒 |
| 半振幅（K 2） （二次） | 190.0 km/s |
| 詳細 | |
| WR | |
| 質量 | 49 - 75 [10] 男☉ |
| 半径 | 22.65 [10 ] ☉ |
| 明るさ | 1,905,000 [10] L ☉ |
| 温度 | 44,700 [10] [11] K |
| お | |
| 質量 | 25.7 [12] メートル☉ |
| 半径 | 11 [12] R ☉ |
| 明るさ | 130,000 [12] L ☉ |
| 温度 | 33,000 [12] K |
| 年 | 2.2 [11] ミル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
WR 22は、 V429 CarinaeまたはHR 4188としても知られ、カリーナ座にある食連星系です。この系には、知られている中で最も質量が大きく、最も明るい星の1つであるウォルフ・ライエ(WR) 星が含まれており、質量の小さい O 型伴星との衝突風により明るい X 線源でもあります。食の性質と見かけの等級により、明るい水素に富んだ WR 星の特性を制限するのに非常に役立ちます。[9]
システム
WR 22系には、80日周期で公転する2つの大質量星が含まれています。スペクトルと明るさは主星が支配的で、スペクトル型はWN7hで、窒素系列のWR星であることを示していますが、スペクトルには水素線も含まれています。伴星はO9星で、スペクトル光度クラスは巨星ですが、明るさは主系列星のようです。[5]
主星が伴星の前を通過するときに検出可能な浅い食があり、これは副食として分類されます。しかし、主食は検出されません。これは、主食が発生するときに星がさらに離れるシステムの離心率によるものと考えられています。[9]星の間隔は、500 R ☉以上から150 R ☉未満まで 変化します。これは、システムの可能な傾斜を強く制限します。[11]
プロパティ
WR 22 は食連星であるため、2 つの恒星の質量はかなり正確に決定できます。これは、恒星の進化に関する仮定ではなく、この方法で測定された最も質量の大きい恒星系の 1 つです。それにもかかわらず、軌道フィッティングから得られた動的質量は、 主星では 70 M ☉以上から 60 M ☉未満まで 、伴星では約 21 - 27 M ☉まで変化します。 [8] 主星の分光質量は 74 M ☉ [14]または 78.1 M ☉と計算されています。[11]
どちらの星も温度は高いが、定義が曖昧である。主星のウォルフ・ライエの温度は、スペクトルのモデル大気フィッティングから推定すると約44,700 Kであり、副星の温度は、そのスペクトル型の星としては典型的な33,000 Kであると推定される。[12]
2つの星の明るさを別々に測定することはできませんが、光度比は計算できます。距離2.7kpc、減光1.12等級の場合、システム全体の絶対等級は-6.85です。[ 5] 同様の距離で計算された光度は、200万 L☉と13万 L☉です。[11]
進化
高質量水素豊富なWR星は、より重い元素を融合している進化した星ではなく、中心核でまだ水素を燃焼している若い星です。中心核まで強い対流があり、融合生成物を表面に引き上げているため、WRの特徴である強いヘリウムと窒素の放出を示します。約200万年前、WR22は質量が約120 M ☉のさらに高温のO型主系列星でした。間もなく中心核の水素を使い果たし、おそらく明るい青色変光星としての期間を経て、古典的な水素不足のWR星に進化し、[ 11]その後超新星として爆発します。[引用が必要]二次星は、数百万年後に赤色超巨星 へのより伝統的な進化を遂げると予想されています。 [引用が必要]
参考文献
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- ^ abcde Ducati, JR (2002). 「VizieR オンラインデータカタログ: ジョンソンの 11 色システムによる恒星測光カタログ」CDS/ADC 電子カタログコレクション. 2237 . Bibcode :2002yCat.2237....0D.
- ^ Gagné, M.; Fehon, G.; Savoy, MR; Cartagena, CA; Cohen, DH; Owocki, SP (2012). 「衝突する風連星のX線調査」。Auberge du Lac Taureauで開催されたAnthony FJ Moffatを記念した科学会議の議事録。465 : 301。arXiv : 1205.3510。Bibcode : 2012ASPC..465..301G。
- ^ abcde Cutri, Roc M.; Skrutskie, Michael F.; Van Dyk, Schuyler D.; Beichman, Charles A.; Carpenter, John M.; Chester, Thomas; Cambresy, Laurent; Evans, Tracey E.; Fowler, John W.; Gizis, John E.; Howard, Elizabeth V.; Huchra, John P.; Jarrett, Thomas H.; Kopan, Eugene L.; Kirkpatrick, J. Davy; Light, Robert M.; Marsh, Kenneth A.; McCallon, Howard L.; Schneider, Stephen E.; Stiening, Rae; Sykes, Matthew J.; Weinberg, Martin D.; Wheaton, William A.; Wheelock, Sherry L.; Zacarias, N. (2003). 「VizieR オンライン データ カタログ: 2MASS 全天点光源カタログ (Cutri+ 2003)」。CDS /ADC 電子カタログ コレクション。2246 : II/246。書誌コード:2003yCat.2246....0C。
- ^ abcd Gosset, E.; Nazé, Y.; Sana, H.; Rauw, G.; Vreux, J.-M. (2009). 「大質量 WR+O 連星 WR 22 の位相分解 XMM-Newton 観測」.天文学と天体物理学. 508 (2): 805. Bibcode :2009A&A...508..805G. doi : 10.1051/0004-6361/20077981 .
- ^ Kharchenko, NV; Scholz, R.-D.; Piskunov, AE; Röser, S.; Schilbach, E. (2007). 「ASCC-2.5 への天体物理学的補足: Ia. 55000 個の恒星の半径速度と 516 個の銀河の散開星団および連星の平均半径速度」. Astronomische Nachrichten . 328 (9): 889. arXiv : 0705.0878 . Bibcode :2007AN....328..889K. doi :10.1002/asna.200710776. S2CID 119323941.
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- ^ Gosset, E.; Remy, M.; Manfroid, J.; Vreux, JM; Balona, LA; Sterken, C.; Franco, GAP (1991年3月). 「WR 22は食連星です」.変光星に関する情報速報. 3571 :1.書誌コード:1991IBVS.3571....1G . 2021年11月22日閲覧。
- ^ Hamann, W.-R.; Gräfener, G.; Liermann, A. (2006). 「銀河系 WN 星。回転あり、なしの恒星進化モデルとラインブランケットモデル大気のスペクトル解析」天文学と天体物理学。457 (3): 1015。arXiv : astro - ph/0608078。Bibcode : 2006A&A...457.1015H。doi :10.1051/0004-6361:20065052。S2CID 18714731 。