HD 50138

HD 50138
TESSデータからプロットされたV743 Monocerotis（HD 50138）の光度曲線。 [ 1 ]
観測データエポックJ2000      エキノックスJ2000
星座一角獣類[ 2 ]
赤経6時51分33.399秒[ 3 ]
赤緯−06° 57′ 59.45″ [ 3 ]
見かけの等級 （V）6.58 [ 2 ]
特徴
スペクトル型B6-7III-V[e] [ 4 ]
B−V色指数0.030 ± 0.008 [ 2 ]
変数型γ Cas [ 5 ]またはFS CMa [ 6 ]
天体測量
視線速度（R v）40.8 ± 0.2 [ 6 ] km/s
固有運動（μ）RA:  −3.678マス/年12 月:  4.178マス/年
視差（π）2.8487 ± 0.0459  mas [ 3 ]
距離1,140 ± 20 光年 (351 ± 6  pc )
絶対等級 （M V）0.22 [ 2 ]
詳細
質量6 [ 7 ]  M ☉
半径7.0 ± 2.1 [ 7 ]  R ☉
明るさ(1.2 ± 0.4) × 10 3 [ 7 ]  L ☉
表面重力（log  g）4.63 ± 0.16 [ 8 ]  cgs
温度6,391 ± 241 [ 8 ] 13,000 [ 7 ]  K
金属量[Fe/H]0.18 ± 0.04 [ 2 ] デックス
回転速度（v  sin  i）1.81389 [ 8 ]  km/s
その他の指定
MWC 158, V743 月, BD −06°1775 , GC 8983 , HD 50138 , HIP 32923 , SAO 133781 , PPM 189615 [ 9 ]
データベース参照
シンバッドデータ

HD 50138は、赤道星座いっかくじゅう座（一角獣座）にある特異な恒星です。変光星の名称はV743 Monocerotisです。この恒星の典型的な視等級は6.58等級で、 [ 2 ]肉眼で見える下限に近い値です。[ 2 ]視差測定に基づくと、[ 3 ]この恒星は約1,140光年の距離に位置しており 、太陽中心方向の視線速度41 km/sでさらに遠ざかっています。 [ 6 ]この恒星は孤立した恒星であり、星形成領域から遠く離れており、固有運動が小さいです。[ 6 ]

観察

1921年、ウィルソン山天文台で、水素アルファ輝線を持つB型星の探索により、HD 50138が発見された。[ 10 ] [ 11 ] PW Merrillはこれをスペクトル型B8eのBe星に分類した。[ 12 ] [ 13 ]その明るい水素輝線の構造は、約12日の周期で変化していることが判明した。[ 14 ]これは1933年に2周期に修正され、最初の周期は5年、2番目は30日である。[ 6 ] 1949年、Merrillはこの星が殻スペクトルを示し、細い線は星の光球の上にある低密度の地層から形成されていると指摘した。[ 15 ]金属線は強度が大きく変化し、おおよそグループとして変化しているように見えることが判明した。[ 11 ]

1965年にV・ドアザンが行った視線速度測定により、恒星は膨張する外層に囲まれていることが実証された。この膨張は、約50日周期で変動している。[ 16 ] D・A・アレンは1973年に赤外線放射の過剰を発見し、また恒星が測光的に変動していることにも気づいた。[ 17 ]質量損失率は 1975年には、6.2 × 10 −4 M ☉ ·yr −1という観測結果が報告されました。 [ 18 ]観測結果を説明するために、 B8V型の恒星が電離水素の殻に囲まれているというモデルが提案されました。また、変光スペクトルが若いヘルビッグAe型恒星であるABぎょしゃ座のスペクトルと非常に類似していることも指摘されました。[ 19 ]このスペクトルに基づき、HD 50138はFSおおいぬ座と同じグループのB[e]型恒星に分類されました。[ 20 ]

この恒星は星形成から隔離されているにもかかわらず、その特性はヘルビッグ・ベ星によく似ている。いくつかのスペクトル特性は、恒星が集積過程にあることを示唆している。同時に、周囲のエンベロープは外縁部でガス放出を示している。エンベロープは赤道付近に集中しているように見え、不透明な星周円盤を示唆している。また、恒星を取り囲むガス殻には、局所的な不均一性や凝縮が含まれているように見える。[ 21 ]恒星の1天文単位内の星周環境の形態は、数日から数週間の時間スケールで変化することがわかった。[ 22 ]新たな殻の形成は1991年頃に観測された。[ 23 ]

偏光測定から、この恒星は偏光的にも変動していることが示されており、これは塵の円盤か連星の伴星によって説明できるかもしれない。連星系は、この恒星をFSおおいぬ座変光星として分類する上で有力なシナリオである。大量の星周物質は、2つの星間の質量移動の結果として説明できる。伴星は主星よりもはるかに暗い可能性があり、それが検出されていない理由である。[ 23 ]しかし、星周物質の変化を連星モデルで説明するのは困難である。代わりに、変動はホットスポットを持つ非対称な円盤によって説明できるかもしれない。[ 22 ]この非対称性は、渦巻き状の腕やその他の特徴の形で現れる可能性がある。円盤は約56.6度傾いている。+2.3 −1.1天球面に対して位置角63.4 °+1.5 −3.4°. [ 4 ]

星周物質の量が多すぎるため、中心星に関する直接的な情報を得ることは困難です。[ 23 ]しかし、中心星は主系列前ではなく、進化した状態にある可能性が高いです。[ 7 ]

参考文献

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