WR 20a（円で囲んだ部分）ウェスタールンド2付近 クレジット：NASA、ESA、ハッブル・ヘリテージ・チーム（STScI/AURA）、A. Nota（ESA/STScI）、ウェスタールンド2科学チーム | |
| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | カリーナ[1] |
| 赤経 | 10時間23分58.002秒[2] |
| 赤緯 | −57° 45′ 48.99″ [2] |
| 見かけの等級 （V） | 13.28 [3] |
| 特徴 | |
| 進化段階 | ホットスラッシュスター[4] |
| スペクトル型 | O3If*/WN6 + O3If*/WN6 [5] |
| U−B色指数 | +0.29 [3] |
| B−V色指数 | +1.63 [3] |
| 変数型 | β Lyr + WR [6] |
| 天体測量 | |
| 固有運動（μ） | RA: −5.391 [7]マス/年12 月: 2.949 [7]マス/年 |
| 視差（π） | 0.2310 ± 0.0171 mas [7] |
| 距離 | 14,000 ± 1,000 光年 (4,300 ± 300 pc ) |
| 絶対等級 （M V） | −6.49 / −6.49 [3] |
| 軌道[8] | |
| 期間（P） | 3.675日 |
| 長半径（a） | 26 R ☉ |
| 離心率（e） | 0 |
| 半振幅（K 1） （プライマリ） | 353.1 km/s |
| 半振幅（K 2） （二次） | 362.6 km/s |
| 詳細[3] | |
| 主要な | |
| 質量 | 82.7 ± 5.5 M ☉ |
| 半径 | 19.3 ± 0.5 R ☉ |
| 明るさ | 1,150,000 ± 150,000 L ☉ |
| 表面重力（log g） | 3.8 cgs |
| 温度 | 43,000 ± 2,000 K |
| 二次 | |
| 質量 | 81.9 ± 5.5 M ☉ |
| 半径 | 19.3 ± 0.5 R ☉ |
| 明るさ | 1,150,000 ± 150,000 L ☉ |
| 表面重力（log g） | 3.8 cgs |
| 温度 | 43,000 ± 2,000 K |
| その他の指定 | |
| V712 カリーナ、THA 35-II-36、ウェスタールンド 2 MSP 240、2MASS J10235800-5745489 、UBV M 40466、ウェスタールンド 2 4 | |
| データベース参照 | |
| シンバッド | データ |
WR 20aは、若い大質量星団ヴェスタールンド2に属する、あるいは最近（現在から50万年前）にそこから放出された食連星です。[9] 2004年に、構成要素の質量が正確に測定された最も質量の大きい連星系の一つであることが発見されました。[8]
この系内の各恒星の質量は太陽の約80倍である。[8] [10]この系がなぜ星団の中心から離れた位置にあるかは明らかではない。この系は中心核で形成されたが、力学的な相互作用によって放出された可能性がある。
この系内の2つの星は、3.6日ごとに互いの周りを公転しています。2つの星は非常に接近した軌道を描いていますが、系内の2つの星は互いに離れています。[12] 2004年、アルセステ・Z・ボナノスらは、 2つの星がそれぞれの軌道で互いに食を起こし、明るさが約0.4等級低下することを発見したと発表しました。[10] また、食時以外でも、2つの星の形状が歪んでいるため、明るさは連続的に変化します。[10] それぞれの星の大きさと温度がほぼ同じであるため、主極小期と副極小期はほぼ同じ深さにあります。[3]
100万年以内に両者は膨張し、接触すると予想されています。恒星の表面には大量の窒素が観測されており、これは太陽の窒素量の約6倍に相当します。この窒素はおそらく恒星の深層で生成され、自転混合によって表面に向かって押し上げられたものと考えられます。[3]
可視光線とX線の両方で、この2つのシステムの風の衝突が検出されている。[3] [13] X線放射領域は食の影響を受けないため、かなり広範囲に及ぶはずである。
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。
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- ^ abcdefgh Rauw; et al. (2005年3月4日). 「非常に質量の大きい連星系WR 20a (WN6ha + WN6ha) のスペクトル：基本パラメータと風との相互作用」(PDF) . Astronomy & Astrophysics . 432 (3): 985– 998. Bibcode :2005A&A...432..985R. doi : 10.1051/0004-6361:20042136 .
- ^ Crowther, Paul A.; Walborn, Nolan R. (2011). 「O2-3.5 If*/WN5-7星のスペクトル分類」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 416 (2): 1311. arXiv : 1105.4757 . Bibcode :2011MNRAS.416.1311C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . S2CID 118455138.
- ^ Roman-Lopes, A. (2013). 「スターバーストクラスターNGC 3603 のコンパクトなHII領域で活動状態にあるO2 If*/WN6星を捉えた」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 433 (1): 712– 718. arXiv : 1305.0851 . Bibcode :2013MNRAS.433..712R. doi : 10.1093/mnras/stt762 . S2CID 118367798.
- ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). 「VizieRオンラインデータカタログ：変光星総合カタログ（Samus+ 2007-2013）」. VizieRオンラインデータカタログ: B/GCVS. 初版発行: 2009yCat....102025S . 1 .書誌コード:2009yCat....102025S.
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- ^ abc Rauw; et al. (2004年6月3日). 「WR20a：2つの極早期型星からなる巨大コーナーストーン連星系」. Astronomy & Astrophysics . 420 (2): L9 – L13 . arXiv : astro-ph/0404551 . Bibcode :2004A&A...420L...9R. doi :10.1051/0004-6361:20040150. S2CID 119426384.
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- ^ Kochanek, CS; Shappee, BJ; Stanek, KZ; Holoien, TW-S.; Thompson, Todd A.; Prieto, JL; Dong, Subo; Shields, JV; Will, D.; Britt, C.; Perzanowski, D.; Pojmański, G. (2017年10月). 「全天自動超新星探査（ASAS-SN）光度曲線サーバー v1.0」.太平洋天文学会誌. 129 (980): 104502. arXiv : 1706.07060 . Bibcode :2017PASP..129j4502K. doi : 10.1088/1538-3873/aa80d9 .
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