| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | アラ[1] |
| 赤経 | 16時間47分03.1075秒[2] |
| 赤緯 | −45° 52′ 18.957″ [2] |
| 見かけの等級 （V） | 19.008 [3] |
| 特徴 | |
| 進化段階 | 赤色超巨星または前景巨星のいずれか[4] |
| スペクトル型 | M3Ia [5]または M6 + III [6] |
| 見かけの等級 （B） | 22.8 [要引用] |
| 見かけの等級 （R） | 13.634 [3] |
| 見かけの等級 （G） | 11.259 [2] |
| 見かけの等級 （J） | 5.075 [7] |
| 見かけの等級 （H） | 3.01 [7] |
| 見かけの等級 （K） | 2.18 [7] |
| 天体測量 | |
| 固有運動（μ） | 赤経: -3.09 ± 0.15 [2]マス/年十二月: -4.12 ± 0.12 [2]マス/年 |
| 視差（π） | 0.3370 ± 0.1235 mas [2] |
| 距離 | 3,000 [8]または 623 [9] 個 |
| 絶対等級 （M V） | –6.96 [10] |
| 詳細 | |
| 超巨星の場合 | |
| 半径 | 1,241 ± 70 [10] R ☉ |
| 明るさ | 219,000 ± 26,000 [10] L ☉ |
| 温度 | 3,550 [10] - 3,605 [9] K |
| 年 | 7.9 [10] ミル |
| 前景の巨人 | |
| 半径 | 216 [9] R ☉ |
| 明るさ | 1,000 [4]または7,178 – 7,379 [9] L ☉ |
| 温度 | 3,605 [9] K |
| その他の指定 | |
| ウェスタールンド 1 W237、ウェスタールンド 1 BKS B、2MASS J16470309-4552189、ガイア DR3 5940105904023386752 | |
| データベース参照 | |
| シンバッド | データ |
ウェスタールンド1 W237 （ Wd 1-237 、あるいはウェスタールンド1 BKS Bとも呼ばれる）は、アラ座にある赤色超巨星（RSG）の可能性がある星です。ウェスタールンド1超星団に属する4つの赤色超巨星のうちの1つです。赤色超巨星として、この星は既知の恒星の中で最大かつ最も明るい恒星の一つとなるでしょう。[8]
身体的特徴
ヴェスタールンド 1 W237 は、そのエネルギーの大部分を赤外線スペクトルで放射する明るい低温超巨星に分類されている。[11]ヴェスタールンド 1-20やヴェスタールンド 1 W26と質量が同程度で、さらにおおいぬ座 VYの質量と直接比較できる電波星雲に囲まれている。しかし、この星雲の楕円構造は、ヴェスタールンド 1の星団風の影響をあまり受けていないことを示している（W20 と W26 には顕著な彗星状の星雲がある）。RSG 風の流出速度は約 30 km/s と推定されている。星雲自体の質量は 0.07 M ☉、半径は約 0.11 パーセクであると考えられる。このことから、運動年齢は約 3,600 年、時間平均質量損失率は年間2 × 10−5M☉ [ 12 ]
この恒星はヘルツシュプルング・ラッセル図の右上隅に位置します。実効温度は3,550 K、放射光度は219,000 L ☉で、ウェスタールンド1 W237の半径は太陽半径（R ☉ ）の1,241倍となり、木星の軌道よりも大きくなります。W237の初期質量は、理論的な恒星進化経路に対する相対的な位置から計算され、約28 M ☉ 、または非自転恒星の場合は32 M ☉です。 [10]
距離
ヴェスタールンド1 W237の距離は約8,500+2,000
−1,300 光年か2,600+600
−400 パーセク[13]は、この星雲がウェスタールンド1星団の一員であると一般的に考えられていることに基づく（この星雲の楕円形は、W20やW26などの他のRSGがW1の中心に近いのに対し、この星雲はW1の中心近くではない可能性があることを示している）。 [12] 別の古い文献では、同様の距離が3,000 ± 500パーセク[ 8]
ウェスターランドの1987年の解析では、W1-237にM6 + IIIのスペクトル型が割り当てられ、光度が約1,000 L☉の前景巨星 とみなされました。[4] Gaia Data Release 2では、視差は W237の1.64 ± 0.2608 マスは、623+139
−96 pc、光度7,178–7,379 L ☉、対応する半径216 R ☉である。 [14] [9] 2020年に、視差は0.3370 ± 0.1235 masというはるかに小さい値に修正され、距離は2967 ± 1087 個(9670 ± 3540 光年）。[2]
参照
参考文献
- ^ 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。
- ^ abcdefg ヴァレナリ、A.;他。 （ガイアコラボ）（2023年）。 「Gaia Data リリース 3. 内容と調査プロパティの概要」。天文学と天体物理学。674 : A1. arXiv : 2208.00211。ビブコード:2023A&A...674A...1G。土井：10.1051/0004-6361/202243940。S2CID 244398875。VizieR におけるこのソースの Gaia DR3 レコード。
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- ^ abc Westerlund, BE (1987). 「ARAの高度に赤化した星団領域における星の光度測定と分光法」天文学と天体物理学. Supplement. 70 (3): 311– 324. Bibcode :1987A&AS...70..311W. ISSN 0365-0138.
- ^ Clark, JS; Ritchie, BW; Negueruela, I. (2010). 「ウェスタールンド1の巨大恒星集団における変動性の偶然の調査」.天文学と天体物理学. 514 : A87. arXiv : 1003.5107 . Bibcode :2010A&A...514A..87C. doi :10.1051/0004-6361/200913820. S2CID 14780809.
- ^ ボナノス、アルセステ・Z. (2007). 「銀河系超星団ウェスタールンド1における若い大質量星の変動」.天文学ジャーナル. 133 (6): 2696– 2708. arXiv : astro-ph/0702614 . Bibcode :2007AJ....133.2696B. doi :10.1086/518093. S2CID 119074868.
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