ゼータ・パピス

ζ プッピス

ζ Puppis の位置 (丸で囲んだ部分)
観測データ エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座	パピス
赤経	08時間03分35.1秒[1]
偏角	−40° 00′ 11.6″ [1]
見かけの等級 （V）	2.24 - 2.26 [2]
特徴
進化段階	青色超巨星
スペクトル型	O4If(n)p [3]
U−B色指数	−1.09 [4]
B−V色指数	−0.27 [4]
変数型	回転？[2]
天体測量
固有運動（μ）	RA:  −27.91 [1] マス/年 12 月:  16.68 [1] マス/年
視差（π）	3.01 ± 0.10  mas [1]
距離	1,080 ± 40 光年 (330 ± 10  pc )
絶対等級 (M V )	−6.23 [5]
詳細
質量	25.3から42.4 [6] メートル☉
半径	13.5 ± 0.2 [6  ] R☉
光度（ボロメトリック）	446,700+66,200 −57,600[6]  – 813,000 [5]  L ☉
表面重力（log  g）	3.9 [7]  CG
温度	40,000 [5]  K
金属度[Fe/H]	0.34 [8] デックス
回転	1.78日[9]
回転速度( v  sin  i )	>220 [8]  km/s
年	2.2+0.6 −0.5に3.56+0.77 −0.75[6] ミル
その他の指定
ナオス、スハイル・ハダール、[10] ζパピス、ζパップ、ゼータパップ 、CPD −39°2011、FK5  306、GC  10947、HD  66811、HIP 39429、HR  3165、PPM  312524、SAO 198752。
データベース参照
シンバド	データ

ゼータ・パピス( ξ Puppis、略称ゼータ・パップ、ξ Pup ) は、正式名称はNaos / n aʊ s / で、^{[11] は、}パピス座の中で最も明るい星です。

スペクトル型がO4であることから、これは肉眼で見える最も高温で最も明るい恒星の1つである。全天で数少ない肉眼で見えるO型恒星の1つであると同時に、地球に最も近い恒星の1つでもある。^[12]青色 超巨星で、天の川銀河で最も明るい恒星の1つである。視覚的には太陽の1万倍以上明るいが、高温のため放射のほとんどは紫外線であり、放射輝度は太陽の50万倍以上である。また、地球からの見かけの等級では72番目に明るい恒星でもある。これは暴走星であり、異常に大きな空間速度を持っている。これはおそらく、伴星が超新星として爆発したときに近接した連星系から放出されたことによるものと考えられる。

ζ座O型星は、2,500 km/sと測定される極めて強い恒星風を持つという点で典型的なO型星であり^[13] 、この恒星は毎年その質量の100万分の1以上を失っており^[13]、これは太陽が同期間内に失う質量の約1000万倍に相当します。

ξ Puppis (ラテン語でZeta Puppis ) は、スターのバイエル表記です。

この恒星は、ギリシャ語のναύς「船」とアラビア語のSuhail Hadar（سُهَيْل حَضَار）に由来するNaosという名前が付けられています。 2016年に国際天文学連合は、恒星の固有名をカタログ化し標準化するために、星の名前に関する作業部会（WGSN）^[14]を組織しました。WGSNは2016年8月21日にこの星にNaosという名前を承認し、現在IAU星名カタログにそのように記載されています。^[11]

USS ナオス (AK-105)は、星にちなんで名付けられた アメリカ海軍の クレーター級貨物船です。

ゼータ・プピス星は、このような高温で大質量の星が珍しく、地球に比較的近いことから、広く研究されてきたが、その物理的パラメータと距離はまだよくわかっていない。この星は、天の川銀河と外部銀河にある他の高輝度星までの距離を明らかにすることで、 宇宙の距離の階段を上る貴重な一歩となるだろう。

スペクトル型は O4If(n)p である。O4 は高温で大質量の水素燃焼星で、通常は 40,000～44,000K である。^{[12] [5] [7]}「f」は、スペクトルにイオン化したヘリウムと窒素の輝線があることを示している。これは、ある程度進化した高温の O 型星では珍しいことではなく、通常は 468.6 nm He _IIスペクトル線の複合的な輝線と吸収線によって識別される。「n」(星雲状) は、星の急速な自転 (この場合は赤道で 220 km/s 以上) によって生じる、吸収線が広がっていることを示している。「p」は、特異性を示す一般的なスペクトル指標である。このスペクトル特性の組み合わせは珍しい。なぜなら、進化した高温の星は、強い恒星風によって減速した後は比較的ゆっくりと自転すると予想され、このタイプの星は天の川銀河で 8 つしか知られていないからである。^[15]スペクトル型は、標準的なスペクトル光度指標線が特殊であり、このタイプの星を完全にモデル化できないため、物理的パラメータの決定を複雑にします。ヘリウムと窒素の増加と表面重力の低下は、ゼロ年齢の主系列からある程度進化していることを示しており、ζ座α星は超巨星としてランク付けされています。^[5]

ゼータ・プピスの明るさはわずかだが規則的に変化する。見かけの等級は、1.78日でピークの2.24から最小の2.26まで変化する。^{[2]この変化は、} α白鳥座変光星 の脈動によるものだと考えられてきたが、^{[17]あまりにも予測可能で規則的である。日食のような光度曲線は、現在では、密集した}恒星風 の基部に大きな不規則な特徴を持つ恒星の自転によるものだと考えられている。^{[2] [16]}

また、 1日未満の時間スケールでHαスペクトル線プロファイルとX線輝度_の変化も示しています。 ^{[18] [19]}

ゼータ・プーピスの距離については議論があり、最も一般的にはヒッパルコス視差に基づくと332 ± 11 pc 、または予想される物理的特性に基づくと、460 ± 40 pcである。ガム星雲やγ ²ベロルムなどの天体との関連も、距離を確定する方法として使用されている。^{[6] [16]}

星の物理的性質は距離に大きく依存し、その放射光度は813,000  L _☉である。460 pcとわずか _約450,000 L☉332 pc。その自転速度と周期は、星の可能な距離と傾斜を制限します。自転周期は、スペクトルで観測される特定の変動の周期であるため、5日強であると長い間考えられてきました。しかし、現在では、1.78日の周期のそれほど目立たない明るさの変化は、自転中の星の表面の明るい部分によって引き起こされると考えられています。投影された赤道自転速度は219 km/sなので、これは星が崩壊速度に近い速度で回転していることを意味し、赤道は地球に対して約33°未満に傾いているはずです。^{[6] [16]}

ゼータ・パピスの角度の大きさは、干渉計で0.41 masと測定され、^[20]測光法では0.38 masと測定されています。^[21]

1896年、ウィリアミナ・フレミングは、ゼータ・プーピスから謎のスペクトル線を観測した。これは、整数の代わりに半整数を使用した場合、リュードベリの公式に適合する。後に、これは電離ヘリウムによるものであることが判明した。^[22]

ゼータ・プッピスの誕生地として最初に提案されたのは、約800パーセクの非常に若いほ座R2星団と、450パーセクのほ座OB2星団でした。^[23]どちらの起源も満足のいくものではありません。800パーセクの距離には異常に高い光度が必要ですが、ほ座OB2星団はゼータ・プッピスよりはるかに古く、空間速度はそのクラスターに戻ることができません。

多くの物理モデルとヒッパルコス視差測定では、距離は約 450pc と算出されましたが、改訂されたヒッパルコス縮約では、333pc 近くというはるかに低い距離が算出されました。最近の力学的研究では、ゼータ パピスが約 300pc のトランプラー 10 OB 連星から発生したとされていますが、これもかなり古いクラスターであり、物理モデルでは依然として距離は 450-600pc と算出されています。^[12]

ゼータ・プッピス星は高い空間速度と非常に高い自転速度を示し、連星系内の超新星爆発によって生じた暴走星であり、おそらくガム星雲の祖先ではないかと推測されている。^[24] 連星系のモデルは、伴星からの質量移動後に超新星爆発を起こしたゼータ・プッピス星の特性を再現することができる。これにより、単独の星の進化とは矛盾する観測された特性を説明できる。^{[6] [16]}