WR 120

WR 120
V462 Scutiの近赤外線（2.033ミクロン）光度曲線。ChenéとSt-Louis（2007）から改変。[ 1 ]左端の点は3シグマの誤差バーを示しています。
観測データエポックJ2000      エキノックスJ2000
星座盾板[ 2 ]
赤経18時間41分00.86698秒[ 3 ]
赤緯−4° 26′ 14.47345″ [ 3 ]
見かけの等級 （V）11.93 [ 4 ]
特徴
進化段階ウォルフ・ライエ[ 5 ]
スペクトル型WN7w [ 6 ] + WN3/4 [ 5 ]
U−B色指数0.13 [ 7 ]
B−V色指数1.04 [ 7 ]
天体測量
固有運動（μ）RA:  −0.489 [ 8 ]マス/年12 月:  −2.524 [ 8 ]マス/年
視差（π）0.3246 ± 0.0541  mas [ 8 ]
距離約10,000 光年 （約3,100 パーセク）
絶対等級 （M V）−3.81 [ 6 ]
詳細
質量7 [ 6 ]  M ☉
半径3.78 [ 6 ]  R ☉
明るさ83,200 [ 6 ]  L ☉
温度50,100 [ 6 ]  K
その他の指定
MR  89、V462 脊椎、2MASS  J18410086-0426145
データベース参照
シンバッドデータ

WR 120は、盾座にある2つのウォルフ・ライエ星を含む連星で、約1万光年離れています。主星は水素を含まない弱線WN7星、随伴星は水素を含まないWN3または4星で、この系はドリゼ33星団のメンバーである可能性があります。[ 9 ]私たちの視点から見ると、WR 120は4.82等級の 赤化を受けています。

1995年にセルゲイ・V・マルチェンコらが行った測光観測により、 WR 120は変光星であることが示されました。[ 10 ]そのため、2000年に変光星の名称であるV462 Scutiが与えられました。 [ 11 ]

プロパティ

PoWRによる主星のスペクトルの分析では、温度は約5万ケルビンで、質量を失っている割合は 10 −4.9  M ☉ /年、つまり8万年ごとに太陽質量1つ分の速度で、表面から毎秒1,22​​5キロメートルの速度で運び去られています。[ 6 ]距離が近いことを考慮すると、WR 120 Aの光度はわずか83,200 L ☉となり 、これは知られている中性子星の中で最も暗い星の1つであり、光度が100,000 L ☉未満の唯一の中性子星の1つになります 。シュテファン・ボルツマンの法則を使用すると、半径3.78  R ☉が導出され、他のタイプの星と比較すると、光学的厚さ2/3での「変換された」半径は約6  R ☉です。 WRの光度質量比を用いると、WR 120の質量はわずか7  M ☉で、WRの恒星の中で最も低い質量の1つである。WR 120 Aの可視光度は2,858  L ☉で、これもWRの可視光度の中では低い方である。[ 6 ]

WR 120は、地球から約3,000パーセク離れた散開星団であるドリゼ33の一員であると考えられています。[ 9 ]

二元性

2021年、WR 120には近い伴星があることが明らかになりました。以前はWR 120は単独の恒星であると考えられていました。伴星はWN3/4 WR星であると考えられており、主星であるWN7 WRlから少なくとも1,700 AU離れた位置にあり、WR 120よりも約2等級暗いと考えられます。[ 5 ]

参考文献

  1. ^シェネ、アンドレ＝ニコラ (2007). 「ウォルフ・ライエ星の回転速度の初めての決定」 .宇宙エンジンとしての巨大星、IAUシンポジウム議事録. 250 : 139–144 . doi : 10.1017/S1743921308020425 .
  2. ^ Roman, Nancy G. (1987). 「位置からの星座の同定」 .太平洋天文学会刊行物. 99 (617): 695. Bibcode : 1987PASP...99..695R . doi : 10.1086/132034 .VizieRにおけるこのオブジェクトの星座記録。
  3. ^ a b Gaia Collaboration (2018-04-01). 「VizieRオンラインデータカタログ: Gaia DR2 (Gaia Collaboration, 2018)」. VizieRオンラインデータカタログ. 1345. Bibcode : 2018yCat.1345....0G . doi : 10.26093/cds/vizier.1345 .
  4. ^ Zacharias, N. (2012). 「第4回米国海軍天文台CCD天体写真​​カタログ (UCAC4)」. VizieRオンラインデータカタログ.書誌コード: 2012yCat.1322....0Z .
  5. ^ a b c Shara, Michael M.; Howell, Steve B.; Furlan, Elise; Gnilka, Crystal L.; Moffat, Anthony FJ; Scott, Nicholas J.; Zurek, David (2022-01-01). 「最も近くて明るいウォルフ・ライエ星の近傍かつ非常にかすかな伴星のスペックル画像による探査」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 509 (2): 2897– 2907. arXiv : 2109.06975 . Bibcode : 2022MNRAS.509.2897S . doi : 10.1093/mnras/stab2666 . ISSN 0035-8711 . 
  6. ^ a b c d e f g h Hamann, W.-R.; Gräfener, G.; Liermann, A.; Hainich, R.; Sander, AAC; Shenar, T.; Ramachandran, V.; Todt, H.; Oskinova, LM (2019-05-01). 「銀河系WN星再考：ガイア距離が恒星の基本パラメータに与える影響」.天文学と天体物理学. 625 : A57. arXiv : 1904.04687 . Bibcode : 2019A&A...625A..57H . doi : 10.1051/0004-6361/201834850 . ISSN 0004-6361 . S2CID 104292503。  
  7. ^ a b Ducati, JR (2002). 「VizieRオンラインデータカタログ：ジョンソン11色システムによる恒星測光カタログ」. VizieRオンラインデータカタログ. 2237.書誌コード: 2002yCat.2237....0D .
  8. ^ a b c Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). 「Gaiaデータリリース3. コンテンツとサーベイプロパティの概要」 .天文学と天体物理学. 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode : 2023A&A...674A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875 . VizieRにおけるこのソースの Gaia DR3 レコード。
  9. ^ a b Rate, Gemma; Crowther, Paul A.; Parker, Richard J. (2020-06-01). 「Gaia DR2による銀河系ウォルフ・ライエ星の解明 - II. 星団と星団所属」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 495 (1): 1209– 1226. arXiv : 2005.02533 . Bibcode : 2020MNRAS.495.1209R . doi : 10.1093/mnras/staa1290 . ISSN 0035-8711 . 
  10. ^ Marchenko, SV; Moffat, AFJ; Eversberg, T.; Morel, T.; Hill, GM; Tovmassian, GH; Seggewiss, W. (1998年3月). 「謎のWN8星の包括的な変光研究：最終結果」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 294 (4): 642– 656. Bibcode : 1998MNRAS.294..642M . doi : 10.1111/j.1365-8711.1998.01174.x .
  11. ^ Kazarovets, EV; Samus, NN; Durlevich, OV (2000年3月). 「第75回変光星名リスト」(PDF) .変光星情報速報. 4870 : 1– 47. Bibcode : 2000IBVS.4870....1K . 2025年9月14日閲覧。
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