ウェスタールンド 1 W26

ウェスタールンド 1 W26

ウェスタールンド1の挿入図にはW26とそれに伴うイオン化した水素雲が写っている。 クレジット：ESO
観測データ エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座	アラ
赤経	16時間47分05.403秒[1]
偏角	−45° 50′ 36.76″ [1]
見かけの等級 （V）	17.194 [2]
特徴
スペクトル型	M0.5–M6 [3] (M2-M6Ia [4] )
見かけの等級 （B）	22.1 [5]
見かけの等級 （J）	4.31 [1]
見かけの等級 （H）	1.35 [1]
見かけの等級 （K）	1.9 [6]
B−V色指数	+4.906 [2] [5]
天体測量
視線速度(R v )	-49.42 km/s
固有運動（μ）	RA:  -1.841 [7] マス/年 12 月:  -3.909 [7] マス/年
距離	14,200 光年 （4,350 [3]  pc）
詳細
半径	1,145–1,240 [3]  R ☉
明るさ	276,000 ± 10,000 [3]  L ☉
温度	3,782 ± 14 [3]  K
年	7.9 [3] ミル
その他の指定
ウェスタールンド 1  W26、W1–26、2MASS J16470540-4550367  、ウェスタールンド 1 BKS AS、ウェスタールンド 1 BKS A、ガイア EDR3 5940106041452150272
データベース参照
シンバド	データ

ウェスタールンド 1 W26 (一般にW26と略される) またはウェスタールンド 1 BKS AS は、ウェスタールンド 1超星団の外縁部に位置する赤色超巨星である。この恒星は、半径が太陽半径の 1,000 倍を超え、光度が太陽光度の 200,000 倍を超えると計算されており、これまでに発見された超巨星の中では最大の恒星の 1 つであり、最も明るい恒星である。太陽系の中心に配置される場合、その光球は木星の軌道を飲み込むほどである。

ウェスタールンド1は、1961年に天空の回避ゾーンでの赤外線調査中にベンクト・ウェスタールンドによって発見され、「アラにある非常に赤くなった星団」と説明されました。構成星のスペクトル型は、暫定的にM型と考えられていた最も明るい星を除いて、当時は決定できませんでした。^{[8] [9]}

1969年、ボーグマン、コルネフ、スリンガーランドは、この星団の光度測定調査を行い、測定した星に文字を割り当てた。強い電波源と特定されたこの星には、文字「A」が与えられた。^[10] この星団は、当時はまだウェスタールンド1として知られていなかったが、シムバッドが使用したウェスタールンド1 BKS Aという名称につながった。当時は、この星団はアラAと呼ばれ、この星団にはアラCと呼ばれる別の強い電波源があった。この星団の電波スペクトルにおける明るさから、この星団は珍しい「電波星」の1つとなっている。ウェスタールンドは、まだウェスタールンド1として知られていなかったこの星団の分光観測を行い、1987年に発表し、星に番号26、スペクトル型M2Iを与えた。^{[9]ウェスタールンドは、}かじき座の大マゼラン雲にある、別の注目すべき赤色超巨星WOH G64も発見した。

現代の用語は、1998年にこの星団がウェスタールンド1（Wd1）と呼ばれ、アラAを星26、アラCを星9と説明した論文に由来しています。^[11]

W26は明るい低温超巨星に分類される。ヘルツシュプルング・ラッセル図の右上隅に位置する。低温であるため、エネルギーの大部分は赤外線スペクトルで放出される。また、大気物質の質量損失が大きく、さらに高温の超巨星へと進化する可能性があることを示唆している。W26はいくつかの期間にわたってスペクトルクラス（したがって温度）の変化が観測されているが、光度の変化は確認されていない。^[12]

この恒星は、星間塵による約13等級の減光によって可視波長ではほとんど見えません^[2]。そのため、研究が容易になるよう、より長い赤外線から電波の波長で広範囲に研究されてきました。そのスペクトル型は、高光度の赤い恒星であることを示しています。W26の放射輝度は、 Kバンド赤外線の明るさから計算され、 M2とM5の間のスペクトル型に応じて、太陽の380,000倍または320,000倍( L _☉ )です。これらの輝度は、スペクトル型M2とM5のそれぞれ3,660 Kまたは3,450 Kと想定される有効温度に基づくと、半径が太陽の1,530倍または1,580倍( R _☉ )であることを意味します^[12]。^{[13] [12]これらのパラメータにより、W26は}最も明るい赤色超巨星の一つとなり、別の著名な赤色超巨星であるおおいぬ座VY星の推定値と類似している。^[12]

スペクトルエネルギー分布をフィッティングし、DUSTYモデルを使用してスペクトルに基づいた 光度と温度の以前の計算では、 1,100,000 L _☉付近ではるかに高い光度が得られ、赤色超巨星として予想されるよりもはるかに明るいことがわかりました。このモデルでは、光球温度も3,700 K 、半径2,519 R _☉に相当し 、体積は太陽の160億倍になります。^{[14] [a]}

2013年10月、ヨーロッパ南天天文台の超大型サーベイ望遠鏡（VST）を使用した天文学者は、W26が電離した水素の輝く雲に囲まれていることを発見しました。これは、赤色超巨星の周囲に電離した星雲がその光学輝線を通して発見された最初のものであり、1982年にNML Cygの周囲で電離した星雲が発見されたことに続くものです。 ^{[15] [16]}星雲は星から1.30パーセク伸びています。 ^[要出典] Westerlund 1 W20とW26の両方の星雲は、クラスターコアから外側に伸びており、内側の方向で最も明るく、外向きのクラスター風を示しています。^[17]その後の研究では、Westerlund 1のいくつかの星の周囲の噴出物が分析され、W26の噴出物の質量が403 × 10 ⁻³  M _☉、不確かさは±94 × 10 ⁻³  M _☉ . ^[18]

• ウェスタールンド 1 W237
• ウェスタールンド 1 W75

• MacKey, Jonathan; Castro, Norberto; Fossati, Luca; Langer, Norbert (2015). 「高温星団内の冷たいガス: Westerlund 1 の赤色超巨星 W26 からの風」.天文学と天体物理学. 582 : A24. arXiv : 1508.07003 . Bibcode :2015A&A...582A..24M. doi :10.1051/0004-6361/201526159. S2CID  54683876.