メイサ

Meissa / ˈ m aɪ s ə /、ラムダオリオニス( λ Orionis、略称Lambda Ori、λ Ori ) は、オリオン座の星です。ほぼ多重星です1,300 光年離れたところにあり、視等級は3.33等級です。[ 12 ] 主星はO9巨星​​とB型主系列星で、約4秒離れています。マイサはリゲルよりも明るく、わずかに遠いにもかかわらず、可視波長では3等級暗く見えます。これは、高温のため 放射の大部分が紫外線であるためです。

メイサ
オリオン座のλ（丸で囲まれた部分）。
観測データエポックJ2000      エキノックスJ2000
星座オリオン
あ
赤経05時35分08.27608秒[ 1 ]
赤緯+09° 56′ 02.9913″ [ 1 ]
見かけの等級 （V）3.7 [ 2 ]
B
赤経05時35分08.48130秒[ 3 ]
赤緯+09° 56′ 06.0995″ [ 3 ]
見かけの等級 （V）5.6 [ 2 ]
特徴
あ
スペクトル型O9 III((f)) [ 4 ]
U−B色指数−1.01 [ 5 ]
B−V色指数−0.21 [ 5 ]
B
スペクトル型B0 V [ 5 ]
U−B色指数−0.77 [ 5 ]
B−V色指数+0.04 [ 5 ]
天体測量
視線速度（R v）+30.10 [ 6 ] km/s
あ
固有運動（μ）RA:  +2.896 [ 1 ]マス/年12 月:  −3.183 [ 1 ]マス/年
視差（π）2.5936 ± 0.4032 マス[ 1 ]
距離約1,300 光年 （約390 パーセント）
絶対等級 （M V）−4.25
B
固有運動（μ）RA:  +2.216 [ 3 ]マス/年12 月:  −1.986 [ 3 ]マス/年
視差（π）2.4682 ± 0.1543  mas [ 3 ]
距離1,320 ± 80 光年 (410 ± 30  pc )
絶対等級 （M V）−1.94
詳細
あ
質量34 [ 7 ] メートル☉
半径10.0 ± 0.6 [ 8 ]  R ☉
明るさ20万+117,000 −74,000[ 9 ]  L ☉
表面重力（log  g）3.90 [ 10 ]  cgs
温度36,000 ± 900 [ 8 ]  K
金属量[Fe/H]0.03 [ 10 ] デックス
年4.2 [ 7 ] ミル
B
質量10.3 ± 0.7 [ 11 ]  M ☉
半径4.2 ± 0.8 [ 11 ]  R ☉
明るさ6,300 [ 11 ]  L ☉
表面重力（log  g）4.21 ± 0.10 [ 11 ]  cgs
温度25,400 ± 500 [ 11 ]  K
年1.8 [ 11 ] ミル
その他の指定
λ オリオニス、39 オリオニス、 101 G. オリオニス、BD +09°879、HIP  26207、SAO  112921
A : HD  36861、HR  1879
B : HD 36862、HR 1880
データベース参照
シンバッドλオリ
あ
B

命名法

 
オリオン座φ2の北に位置する星雲を持つメイサ

オリオン座ラムダはこの星のバイエル名である。伝統的な名前であるメイサは、アラビア語 で「輝く者」を意味するアル・マイサンに由来する。アル・マイサンはもともとふたご座ガンマ星に使われていたが、誤ってオリオン座ラムダ星に適用され、この名前が定着した。[ 13 ]国際天文学連合は2016年に星の名前に関する作業部会（WGSN）[ 14 ]を組織し、星の固有名をカタログ化して標準化した。WGSNの2016年7月の最初の速報[ 15 ]には、WGSNによって承認された最初の2回分の星名の表が掲載されており、この星にもメイサが含まれていた。現在、この星はIAU星名カタログにメイサとして登録されている。[ 16 ]

この星の元々のアラビア語名であるアル・ハカ（別名ヘカ）は、この星とオリオン座ファイブスター（アル・ハハ、「白い点」）の2つを含むアラビア語の月の宿星を指しています。[ 13 ]中国語で「觜宿（Zī Sù）」は「亀のくちばし」を意味し、メイッサとオリオン座ファイブスターの2つからなる星座を指します。[ 17 ]そのため、メイッサ自体の中国語名は「觜宿一（Zī Sù yī、英語：the First Star of Turtle Beak）」です。[ 18 ]

プロパティ

メイサは、O9 III の恒星分類を持つ巨星で、見かけの可視等級は3.54 です。太陽の約 34 [ 7 ]質量と太陽の半径の 10 倍の巨大な恒星です。外層大気の有効温度は約 35,000 Kで[ 8 ] 、高温のO 型恒星に特徴的な青い輝きを放っています。[ 19 ]メイサは、光度が 10 32 erg s −1で、エネルギー範囲が 0.2～0.3 keV でピーク放射を持つ軟 X 線源であり、このことから、X 線は恒星風によって発生していると考えられます。[ 20 ]メイサの恒星風は、質量損失率が2.5 × 10 −8太陽質量/年、終端速度は2,000 km/ s [ 9 ]

メイサは実際には二重星で、伴星は4.41 秒角の角度で位置角43.12°に沿って位置している（1937年時点）。[ 21 ]この暗い成分は5.61等級で、星の分類はB0.5 Vであり、B型主系列星となっている。[ 22 ]外れた成分としてメイサCがあり、これはF型主系列星で、F8 Vに分類されている。この星は、おそらく褐色矮星である非常に低質量の伴星を持っている可能性がある。[ 20 ]

2018年には、メイサAの周囲に10.13ミリ秒の伴星が検出されました。しかし、その後は再び検出されませんでした。[ 23 ]

指輪

 
小さな明るい赤い星雲の北にあるかすかな「白い」星、メイサの周りのリングのWISE赤外線画像。 (NASA/JPL-Caltech/UCLA)

メイサは直径約12度の星雲リングに囲まれています。これは超新星爆発の残骸で、メイサ自身と周囲の高温の恒星からの紫外線によって電離したと考えられています。[ 24 ]

クラスタ

この星は、オリオン座λ星団[ 25 ]またはコリンダー69として知られる、500万年前の星形成領域の主要なメンバーです。この星から放射される強力な紫外線エネルギーは、隣接する空間にSh2-264 [ 26 ] H II領域を作り出しており、この領域は、年齢が約200万年から600万年である冷たいガスの膨張リングに囲まれています。このガスリングの膨張は、メイサの以前の連星系内の伴星がII型超新星になったことで説明できるかもしれません。このような出来事は、爆発とそれに伴う質量損失によってメイサが系から弾き出された可能性があるため、膨張リングの中心に対する星の特異な速度も説明できます。超新星残骸の潜在的な候補は中性子星ゲミンガです[ 27 ]。しかし、ゲミンガと星団の距離を考えると、後者の可能性は低いです[ 28 ]

参考文献

  1. ^ a b c d e 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。
  2. ^ a b Melnik, AM; Dambis, AK (2020年4月). 「ガイアDR2とのOB連星における内部運動」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 493 (2): 2339– 2351. arXiv : 2002.05044 . Bibcode : 2020MNRAS.493.2339M . doi : 10.1093/mnras/staa454 .
  3. ^ a b c d e 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。
  4. ^ Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Walborn, NR; Alfaro, EJ; Barbá, RH; Morrell, NI; Gamen, RC; Arias, JI (2011). 「銀河系O型星分光サーベイ．I. 分類システムとR ~ 2500の青紫色領域の明るい北方星」．The Astrophysical Journal Supplement．193 ( 2 ): 24．arXiv : 1101.4002．Bibcode : 2011ApJS..193 ...24S．doi : 10.1088 / 0067-0049 /193/2/ 24．S2CID 119248206． 
  5. ^ a b c d eマーディン、P.; MV、ペンストン（1977 年 12 月）。「ラムダ・オリオニス協会」。王立天文協会の月次通知。181 (4): 657–665。ビブコード: 1977MNRAS.181..657M。土井：10.1093/mnras/181.4.657。
  6. ^ Gontcharov, GA (2006). 「共通システムにおける35,495個のヒッパルコス星の視線速度のプルコヴォ集計」.天文学レターズ. 32 (11): 759– 771. arXiv : 1606.08053 . Bibcode : 2006AstL...32..759G . doi : 10.1134/S1063773706110065 . S2CID 119231169 . 
  7. ^ a b c Voss, R.; Diehl, R.; Vink, JS; Hartmann, DH (2010-09-01). 「運動学的および放射性トレーサーを用いたオリオン座の進化する大質量星集団の探査」.天文学と天体物理学. 520 : A51. arXiv : 1005.3827 . Bibcode : 2010A&A...520A..51V . doi : 10.1051/0004-6361/201014408 . ISSN 0004-6361 . 
  8. ^ a b c Gordon, Kathryn D.; Gies, Douglas R.; Schaefer, Gail H.; Huber, Daniel; Ireland, Michael; Hillier, D. John (2018年12月). 「CHARAアレイを用いた光干渉計によるO型星の角度サイズと実効温度」 . The Astrophysical Journal . 869 (1): 37. arXiv : 1812.05511 . Bibcode : 2018ApJ...869...37G . doi : 10.3847/1538-4357/aaec04 . ISSN 0004-637X . 
  9. ^ a b de Almeida, ESG; Marcolino, WLF; Bouret, J.-C.; Pereira, CB (2019年8月). 「銀河系O型巨星における弱風現象の探究」. Astronomy & Astrophysics . 628 : A36. arXiv : 1903.07937 . Bibcode : 2019A&A...628A..36D . doi : 10.1051/0004-6361/201834266 . S2CID 118958583 . 
  10. ^ a b呉、越。シン、HP;プルニエル、P.グプタ、R.コレバ、M. (2011)。 「クーデフィード恒星スペクトルライブラリ - 大気パラメータ」。天文学と天体物理学。525 : A71. arXiv : 1009.1491。ビブコード: 2011A&A...525A..71W。土井：10.1051/0004-6361/201015014。S2CID 53480665。 
  11. ^ a b c d e f Lyubimkov, Leonid S.; Rachkovskaya, Tamara M.; Rostopchin, Sergey I.; Lambert, David L. (2002). 「初期B型星の大規模サンプルにおける軽元素の表面存在比 - II. 107個の星の基本パラメータ」 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 333 (1): 9– 26. Bibcode : 2002MNRAS.333....9L . doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05341.x .
  12. ^ 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」CDS/ADC電子カタログコレクション. 2237 .書誌コード：2002yCat.2237....0D .
  13. ^ a bアレン, RH (1963). 『星の名前：その伝承と意味』（復刻版）. ニューヨーク: Dover Publications Inc. p.  318. ISBN 0486210790. 2011年7月16日閲覧。{{cite book}}:ISBN / 日付の非互換性（ヘルプ）
  14. ^ 「IAU星名ワーキンググループ（WGSN）」 。 2016年5月22日閲覧。
  15. ^ 「IAU星名ワーキンググループ紀要第1号」（PDF）2016年7月28日閲覧。
  16. ^ 「IAU 星名カタログ」2016年7月28日閲覧。
  17. ^ (中国語)中國星座神話、陳久金著。台灣書房出版有限公司発行、2005 年、 ISBN 9789867332257。
  18. ^ (中国語) AEEA (天文学における展示と教育の活動) 天文教育資訊網 2006 年 5 月 24 日2011 年 7 月 16 日にウェイバック マシンにアーカイブ
  19. ^ 「星の色」オーストラリア望遠鏡・アウトリーチ・教育 オーストラリア連邦科学産業研究機構2004年12月21日オリジナルより2012年3月18日時点のアーカイブ。 2012年1月16日閲覧。
  20. ^ a b Franciosini, E.; Sacco, GG (2011年6月). 「オリオン座λ星周辺の若い散開星団のXMM-Newton観測」. Astronomy & Astrophysics . 530 : A150. arXiv : 1104.3803 . Bibcode : 2011A&A...530A.150F . doi : 10.1051/0004-6361/201015248 . S2CID 118633609 . 
  21. ^ Scardia, M. (1983年9月). 「連星のマイクロメトリック測定（第1リスト）」.天文学と天体物理学補足シリーズ（フランス語）. 53 : 433–440 .書誌コード: 1983A&AS...53..433S .
  22. ^メイソン, ブライアン・D.; ギース, ダグラス・R.; ハートコフ, ウィリアム・I.; バグヌーロ, ジュニア, ウィリアム・G.; テン・ブルメラール, テオ; マカリスター, ハロルド・A. (1998). 「連星のICCDスペックル観測. XIX. O型星の天体測定/分光調査」.天文学ジャーナル. 115 (2): 821– 847.書誌番号: 1998AJ....115..821M . doi : 10.1086/300234 .
  23. ^ Lanthermann, C.; Le Bouquin, J.-B.; Sana, H.; Mérand, A.; Monnier, JD; Perraut, K.; Frost, AJ; Mahy, L.; Gosset, E.; De Becker, M.; Kraus, S.; Anugu, N.; Davies, CL; Ennis, J.; Gardner, T.; Labdon, A.; Setterholm, B.; Ten Brummelaar, T.; Schaefer, GH (2023). 「光学長基線干渉法による北半球の明るいO型星の多重度」天文学と天体物理学672 : A6. arXiv : 2302.03168 . Bibcode : 2023A&A...672A...6L . doi : 10.1051/0004-6361/202245364 . PMC 7614368 . PMID 36974081 .  
  24. ^ケーニッヒ、ザビエル; ヒレンブランド、リン・A.; パジェット、デボラ・L.; デフェリピス、ダニエル (2015). 「オリオン座λ星およびσ星近傍におけるWISEに基づく若年恒星天体選択の分光的評価」.天文学ジャーナル. 150 (4): 100. arXiv : 1506.05141 . Bibcode : 2015AJ....150..100K . doi : 10.1088/0004-6256/150/4/100 . S2CID 20902398 . 
  25. ^ Bouy, H.; et al. (2009年9月). 「若い銀河団の中心核の深部探査。II. λ-オリオン座」.天文学と天体物理学. 504 (1): 199– 209. arXiv : 0907.0322 . Bibcode : 2009A&A...504..199B . doi : 10.1051/0004-6361/200912569 . S2CID 1595852 . 
  26. ^ Barrado Y Navascués、D. (2005 年 12 月)。 「ラムダオリオニス星形成領域：恒星と亜星集団の包括的な研究に向けて」。午前中イダルゴ・ガメスにて。ゴンザレス、JJ;エスピノーサ、JMロドリゲス。 Torres-Peimbert、S. (編)。II 国際 GTC ワークショップ: GTC 1st-light 機器と LMT を使用した科学。Revista Mexicana de Astronomia y Astrofísica、Serie de Conferencias。 Vol. 24. ページ 217–218 . Bibcode : 2005RMxAC..24..217B。
  27. ^ Cunha, K.; Smith, VV (1996年5月). 「オリオン座λ星を取り囲む分子雲の膨張は超新星爆発によるものか？」天文学と天体物理学. 309 : 892– 894. Bibcode : 1996A&A...309..892C .
  28. ^ Pellizza, LJ; et al. (2005年5月). 「ゲミンガの地元での出生地について」.天文学と天体物理学. 435 (2): 625– 630. arXiv : astro-ph/0502190 . Bibcode : 2005A&A...435..625P . doi : 10.1051/0004-6361:20042377 . S2CID 15223974 . 
  29. ^ Thévenot, Melina; Doll, Katharina; Durantini Luca, Hugo A. (2019-07-01). 「スピッツァーMIPSで発見された星団コリンダー69における2つのプロピリドの光蒸発」 .アメリカ天文学会研究ノート. 3 (7): 95. Bibcode : 2019RNAAS...3...95T . doi : 10.3847/2515-5172/ab30c5 . ISSN 2515-5172 . S2CID 199137075 .  
「 https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Meissa&oldid=1310871716」から取得