WY ベロラム

WY ベロラム
WY Velorum の位置（丸で囲んだ部分）
観測データ
エポック J2000 [1]      エキノックス J2000 [1]
星座ベラ
赤経9時21分59.13465秒
赤緯−52° 3​​3′ 51.6424″
見かけの等級 （V）8.84–10.22 [2]
特徴
進化段階赤色超巨星（A）
青色巨星（B）
スペクトル型M2 Ib pe [3] + B2III [4]
B−V色指数+0.96 [5] [6]
J−H色指数+1.096 [7]
J−K色指数+1.57 [5] [7]
変数型不規則変数
天体測量
固有運動（μ） RA:  −6.313 [1]マス/年12 月:  4.538 [1]マス/年
視差（π）0.5187 ± 0.0891  mas [1]
距離1900 [8] 個
詳細[9]
WY ベロラムA
半径1,157  R ☉
明るさ20万 リットル☉
温度3,550 キロ
その他の指定
WY ヴェロラム, CD −52°3010 , CPD −52°2262 ,ガイア DR3 5313125719158014208 , HD 81137 , TIC 294974397 , TYC 8584-2732-1 , GSC 08584-02732 , IRAS 09203-5220 , 2MASS J09215913-5233514 , WISE J092158.85-523348.7 [10]
データベース参照
シンバッドデータ

WY Velorum（HD 81137 ）は、ほ座にある変光星である赤色超巨星（RSG）と伴星である青色巨星の連星系です。地球から約1,900パーセク（6,200光年）の距離に位置しています。見かけの等級は8.84から10.22の間で、年間を通してゆっくりと変化します。そのため、不規則変光星とされていますが、おおよそ550日周期と、より不確かな370日周期も検出されています。[2]主星は、これまでに発見された星の中でも最大級の星の一つで、半径は1,157 R ☉と推定されています[9]（ 5.38  AU）。もし太陽に取って代わった場合、その表面は木星の軌道（5.20 AU [11] ）を超えることになる。

物理的特性

1928年と1939年の初期の刊行物では、この星はコロナE変光星の可能性があると分類された。[ 12]その後の著者らは、これが共生星[13]なのか、それともケフェウス座VV型星[14]なのかで意見が分かれた。前者は赤色巨星と白色矮星または中性子星[15]で構成されるのに対し、後者は通常K型またはM型のRSGと大質量初期B型星で構成されるという点で両者は異なる。[14]後者は1988年の論文でそのことが確認され、伴星はスペクトル型B2の巨星と特定された。この研究では、 2つの星の絶対等級も示され、主星は-4.8、伴星は-1.7であるが、これは現代の推定よりも小さい1400 pcという距離を使用して計算されている。[4]最新の値は1900pcで、K Sバンドの絶対等級は-11.3と測定されています。[8]視線速度の変化は検出されていないため、この連星は小さな軌道傾斜角を持っていると考えられます。[13]

スペクトラム

この星は、スペクトル型[3]の接尾辞「pe」 （「p」は特異、「e」は輝線を表す）が示すように、特異なスペクトルを持つ。この星は、水素、窒素、酸素、ケイ素、硫黄、鉄、ニッケル、銅、そしておそらくクロムの輝線を含む様々な強い輝線[14]を示しており、その多くは禁制線である[12]。中でも、強い[Fe II]（一価イオン化した鉄の禁制線）の輝線は特に珍しい。この星のスペクトルの特異性は非常に独特であるため、天文学者ウィリアム・P・バイデルマンはスペクトルを見るだけでこの星を特定できた[16] 。しかし、国際紫外線探査機（International Ultraviolet Explorer）によって観測された紫外線領域では、 Mg II（Mg +）の輝線のみが観測されている。この点では共生星CH Cygniと似ているが、CH Cygniにも中性酸素の線がある点が異なる。[17]

過剰な赤外線放射は、600 K（327 °C; 620 °F）の温度で恒星周縁塵が存在することを示しています。スペクトルは赤化していないように見えます。[4]

歴史的観察

WY Velorumの2つの光度曲線。上のグラフはASAS-SNデータ[18]に基づき、月単位の変動を示している。下のグラフはAAVSOデータ[19]に基づき、年単位の変動を示している。紫色の点は年平均を示している。

この星の変光は、アニー・ジャンプ・キャノンによって初めて発見されました。1890年から1901年にかけて、明るさは9.8等級から9.2等級へと徐々に増加しましたが、1902年以降は徐々に減光し、1922年5月には10.1等級に達しました。[20]セシリア・ペイン＝ガポシュキンが1947年に発表した光度曲線に関する追加研究によると、1902年に始まった減光は1916年頃に停止し、その後は1933年までほぼ一定のままで、その後再び増光し始めました。[12]

1944年から1948年の間、この星のスペクトルには目立った変化は見られなかったが、1952年にはH-α線が単線から二重線へと変化し、これまで見られなかった微かなH-β線が現れた。[12] 1956年には、カルシウムH線とK線が2夜連続で吸収から放射へと変化したと報告された。1969年までに、RSGは1940年代よりも暗くなっていた可能性が高い。[14]

参考文献

  1. ^ abcd Brown, AGA ; et al. (Gaia collaboration) (2021). 「Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties」. Astronomy & Astrophysics . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Erratum:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e)。このソースのGaia EDR3レコードはVizieRにあります。
  2. ^ ab ペイン＝ガポシュキン、セシリア(1952). 「ミルトン・フィールド49の変光星」ハーバード大学天文台紀要. 115 (6): 87.書誌コード:1952AnHar.115...87P.
  3. ^ ab Malyuto, V.; Oestreicher, MO; Schmidt-Kaler, T. (1997年4月1日). 「分光測光測定による銀河系円盤KM星の定量的スペクトル分類」(PDF) . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 286 (2): 500– 512. doi : 10.1093/mnras/286.2.500 . ISSN  0035-8711 . 2025年1月3日閲覧.
  4. ^ abc Buss, Richard H., Jr.; Snow, Theodore P., Jr. (1988). 「M型超巨星シンクレティック連星における高温成分と星周粒子」. The Astrophysical Journal . 335 : 331. Bibcode :1988ApJ...335..331B. doi : 10.1086/166931 . ISSN  0004-637X.{{cite journal}}: CS1 maint: 複数の名前: 著者リスト (リンク)
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  20. ^ シャプレー、ハーロウ（1923年3月）「注目すべきスペクトルと光​​度曲線を持つ新変光星」ハーバード大学天文台紀要783 : 3.書誌コード:1923BHarO.783....3S.
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