HR 5171
V766ケンタウリ
HR 5171 の場所（丸で囲んだ部分）
観測データエポックJ2000.0      エキノックスJ2000.0
星座ケンタウルス
あ
赤経13時間47分10.864秒[ 1 ]
赤緯−62° 35′ 22.95″ [ 1 ]
見かけの等級 （V）6.1 – 7.5 [ 2 ]
B
赤経13時間47分9.953秒[ 3 ]
赤緯−62° 35′ 15.99″ [ 4 ]
見かけの等級 （V）9.83 [ 4 ]
特徴
あ
スペクトル型K0 0-Ia [ 5 ]
B−V色指数+2.499 [ 4 ]
変数型EB + SDOR？[ 6 ]
B
スペクトル型B0 Ibp [ 7 ]
B−V色指数+0.39 [ 4 ]
天体測量
視線速度（R v）−38.20 [ 8 ] km/s
距離9,630+300 −310 ly (2,953+92 −96 pc ) [ 9 ]
あ
固有運動（μ）RA:  −5.648 mas /年[ 1 ] 12 月:  −1.797 mas /年[ 1 ]
視差（π）0.2459 ± 0.0514  mas [ 1 ]
距離約13,000 光年 （約4,100 パーセク）
絶対等級 （M V）−9.2 [ 10 ]
B
固有運動（μ）RA:  −5.715マス/年[ 3 ] 12 月:  −2.143マス/年[ 3 ]
視差（π）0.3257 ± 0.0126  mas [ 3 ]
距離10,000 ± 400 光年 (3,100 ± 100  pc )
絶対等級 （M V）−5.8 [ 11 ]
軌道[ 2 ]
主要なああ
仲間Ab（異議あり）
期間（P）1,304 ± 6日
長半径（a）2,028 - 2,195  R ☉
離心率（e）0
傾斜（i）>60°
詳細
ああ
質量27 – 36 [ 12 ] [ 13 ] 男性☉
半径1,315 [ 2 ]  – 1,575 [ 13 ]  R ☉
明るさ63万+60,000 −55,000[ 12 ]  L ☉
表面重力（log  g）−0.5 ± 0.6 [ 12 ]  cgs
温度4,290 ± 760 [ 12 ]  K
年3.5 [ 14 ] ミル
Ab（異論あり[ 15 ]）
質量5+15 −3[ 13 ]  M ☉
半径312 - 401, [ 2 ]650 ± 150 [ 13 ]  R ☉
温度4,800～5,200 [ 2 ]  K
B
半径20  R ☉
明るさ160,000 [ 16 ]  L ☉
表面重力（log  g）3.0 – 3.5 [ 7 ]  cgs
温度26,000 [ 7 ]  K
年4 [ 14 ] ミル
その他の指定
V766  Cen、HR  5171、HD  119796、HIP  67261、SAO  252448、CD −61°3988、WDS  J13472-6235、AAVSO  1340-62
データベース参照
シンバッドデータ

HR 5171 は、 V766 Centauriとしても知られ、ケンタウルス座にある多重星系です。主星は極度赤色超巨星(RSG) か、最近の後赤色超巨星 (Post-RSG) の黄色極超巨星(YHG) のいずれかであると言われており、どちらの説も、この星が既知の最大級の恒星の1つであることを示唆しています。この恒星の直径は定かではありませんが、太陽の1,300～1,600倍であると考えられます。地球から約3キロパーセク (10,000光年) の距離にあります。変光星であり、最大輝度に近い6.1等星の時には、観測条件が良好な場合、肉眼でかすかに見えることがあります。

2014年の出版物では、この星は接触連星であり、小さな黄色超巨星と二次星と共通の物質層を共有し、2つの恒星は100万年周期で互いの周りを公転しているという仮説が立てられました。1,304 ± 6日。しかし、2019年の出版物はこの仮説を否定した。[ 15 ]

光学的に伴星であるHR 5171Bは、黄色極超巨星と同じ距離にあるかもしれないし、そうでないかもしれない。[ 15 ]

システム

主星の前を通過すると推定される伴星を示す干渉画像

HR 5171系には少なくとも2つの恒星が含まれていますが、それらは互いに関連していない可能性があります。しかし、主星Aは食連星（二重多重星の構成要素カタログではAaとAb、またはAとC ）で、2つの黄色い恒星が接触し、1,304日で公転していると考えられていましたが、実際にはそうではない可能性があります。[ 10 ]想定される伴星は光干渉法によって直接検出されており、極超巨星主星の約3分の1の大きさです。伴星が存在する場合、2つの恒星は共通外殻相にあり、両方の恒星を取り囲む物質が恒星自体と同期して回転します。

B成分は主星から9.4秒角離れた青色超巨星で、スペクトル型はB0です。[ 7 ] B成分自体も非常に明るい大質量星ですが、視覚的には黄色極超巨星よりも3等級暗いです。主星極超巨星と青色超巨星の投影距離は35,000 AUですが、実際にはもっと離れている可能性があります。[ 2 ]

観察履歴

HR 5171は、後にブライトスターカタログとして出版されたハーバード改訂カタログに掲載されたことにより命名されました。カタログの5171番目の星で、視等級は6.23、スペクトル型はK型です。[ 17 ] HR 5171は1927年に二重星としてカタログに登録されました。[ 18 ]

1956年、HR 5171は6.4等級、スペクトル型G5pと記録され、著しく赤化していた。[ 19 ] 1966年、コーベンはこれを6.51等級、スペクトル型G5pと記録し、変光星であると記した。1969年のカタログでは視等級5.85、スペクトル型A7Vと記録されているが、おそらく誤認と思われる。[ 20 ] 1971年、HR 5171 AはG8極超巨星と同定され、3等級を超える星間減光と星周物質による0.5等級の減光によって赤化していた。[ 11 ] 1979年、絶対視等級（M V）が-9.2であり、最も明るい恒星の1つであることが確認された。[ 10 ] G8のスペクトル型は後に改訂されたMKシステムでK0 0-Iaに調整され、高輝度超巨星の基準を満たしました。[ 21 ]

V766ケンタウリの可視光帯域光度曲線。メインプロットは長期変動を示し、挿入図は公転周期中の変動を示す。Chesneau et al. (2014) [ 2 ]より改変

1973年、HR 5171は、コーベンの1966年カタログに基づき、正式に変光星V766ケンタウリとして認定されました。[ 22 ]当時、HR 5171は「冷たいSドラダス変光星」と考えられていました。これは、現在黄色極超巨星として知られているカシオペヤ座ロー星などの星を含むクラスです。これらの変光星は、明確な変動もあればほぼ一定である変動もあり、予測できない減光を示す場合もあるため、通常は半規則型（SRd）に分類されます。詳細な研究により、明るさとスペクトル型の両方に変動があり、周期は430日から494日の範囲である可能性が示されました。表面温度は5,000K近くから4,000K未満まで変化すると計算されました。[ 23 ]

2014年の論文では、VLTI観測によりHR 5171の大きさが予想外に大きいことが直接判明しました。観測によると、この恒星は非対称な形状をしており、接触連星系の伴星に起因すると考えられました。恒星の周囲の物質の殻も直接画像化されています。[ 2 ] 2016年のVLTI観測では、K0型極超巨星としてはさらに大きな半径と予想外に低い温度が示されました。[ 12 ]さらなる干渉法によって、主星を通過する伴星が画像化されました。[ 13 ] 2019年、ある研究により、この系が接触連星であるという性質に重大な疑問が投げかけられました。この研究では、HR 5171Aの不規則な形状は、脈動と恒星の極端に低い表面重力によるものだと示唆されています。 [ 15 ]

距離

HR 5171 の光学画像と赤外線画像の組み合わせ( ESO / Digitized Sky Survey 2 )

HR 5171は、 HII領域ガム48dの中心付近に現れています。ガム48dは、おそらく可視光で観測可能なHR 5171の恒星の1つまたは両方によって電離された物質のリングです。これらの恒星と星雲はいずれも同様の宇宙運動を示しており、地球から約4,000パーセク（4 kpc）離れたケンタウルス座の渦巻き腕に位置すると考えられます。この星雲は、地球から3.2パーセクから4 kpcの距離にある広大な分子雲複合体の一部であると考えられます。地球から5.5kpcの距離にある。ガム48dの形成には、1つまたは2つのO型恒星の電離が必要とされ、おそらく数百万年前のHR 5171恒星の1つまたは両方が電離したと考えられる。その年齢は350万年と計算されており、これは既知のHII領域の中で最も古いものの一つである。[ 14 ]

HR 5171Bの想定される明るさに基づく初期の計算では、距離は3.2 kpc、3.2等級の星間減光。HR 5171Aとマゼラン雲の類似の星との比較から、距離は3.7キロパーセク。これらの計算に基づく平均距離は3.6 kpc [ 11 ]これは現在でも広く受け入れられている距離ですが、より近い距離であると考える理由もあります。[ 7 ]ある研究では、V766ケンタウリAaはちょうど地球から1.5 ± 0.5kpcである[ 15 ]が、ガイアDR3視差はガム48dのメンバーシップと一致しており、4 kpc。[ 1 ]同様の固有運動をする近隣の恒星のガイア視差は、2.95+0.09 −0.10 2026年現在、様々な方法に基づいてその距離は2.9kpcから3.6kpcの間であると考えられている。[ 9 ]

Gum 48dはRCW 80としてもカタログ化されているが、RCW 80の名称は、それと重なり合うより遠方の超新星残骸G309.2-00.6に使われることもある。 [ 7 ]散開星団 NGC 5281はHR 5171から19'の距離にあり、超新星残骸に対して投影されているが、地球からは約1,200パーセクしか離れていない。[ 24 ]

スペクトラム

HR 5171のスペクトルは、明るい黄色の恒星と高温の青色超巨星に容易に分離できます。3つ目の構成要素であるHR 5171Abは分離されておらず、そのスペクトル型は不明です。どちらの恒星も、塵の減光により3～4等級の赤化が見られます。

黄色い星は、K0 0-Ia型星のスペクトル標準として定義されています。[ 21 ]この星は、後期G型または初期K型超巨星の一般的な特徴を示していますが、いくつかの特異性があります。高い光度は、421.5 nmのCNブレークの強さと赤外線酸素三重項の存在によって示されています。また、大きな赤外線超過と非常に強いケイ酸塩吸収も示しており、どちらも星から放出された物質が凝縮したダストシェルによって引き起こされています。[ 11 ] 383.8 nm付近の異常な青色超過は、多環芳香族炭化水素（PAH）の発光による可能性があります。[ 7 ]スペクトルは星の拡張された大気の影響を強く受けており、強い輝線は恒星風で形成され、連続スペクトルは光球の鋭い表面ではなく拡張された領域で形成されます。この星は、事実上、星の真の表面を隠す擬似光球を持っています。[ 2 ]

青い伴星は、多少の不確実性はあるものの、通常の明るさを持つ高温超巨星B0 Ibpに分類されている。スペクトル特異性コードによると、その吸収線は、このタイプの恒星としては通常のものよりも鈍い。[ 11 ]

変動性

HR 5171は、明るさと色に不規則な変化が見られます。HR 5171Bは、極超巨星の物理的変化、外層の変化、そして2つの近い伴星間の食によって変化しており、明らかに安定しています。

主極小期と副極小期の深さは、可視波長でそれぞれ0.21等級と0.14等級です。光度曲線は、この系の接触特性によりほぼ連続的に変化しますが、副極小期には明確な平坦な底があり、副星が主星の前を通過する部分があります。日食の光度曲線の形状は、軌道がほぼ地球の真横にあり、副星が主星よりもわずかに高温であることを示唆しています。

日食は、固有の変動を背景として発生します。統計的には、このシステムの平均等級は 6.54 で、20 世紀半ばから 2013 年までの期間の平均変動は 0.23 ですが、この中には比較的変動の少ない数十年と、はるかに活発な数十年があります。1975 年、1993 年、2000 年の 3 回の極小期が観測されており、そのたびに明るさは 1 年ほど 7 等級以下に低下しました。これらの極小期における色の変化は、周囲の外層による冷却またはリサイクルの結果として、可視光から赤外線への光度の移動を示唆しています。極小期の後には、より小さな明るさのピークが観測されます。全体的に、明るさの変動は 2000 年以降、はるかに大きくなっています。

赤外線輝度と可視輝度の変動は光度曲線と非常によく一致しており、輝度の変化は色の変化、つまり減光の変化に関連していることを示唆しています。しかし、BV色指数には長期的な傾向が見られます。1942年から1982年にかけて、BVは約1.8から2.6へと着実に増加しました。それ以降はほぼ一定となっています。これは可視等級とは無関係であるため、赤化とは関係がないと思われます。したがって、星自体の変化を示唆しています。最も可能性の高い変化は、極超巨星が冷却し、サイズが増加していることです。

HR 5171のヒッパルコス測光では、変動は不規則ですが、657日周期の強い変動が観測されました。最近の変動では、約3,300日周期が最も強く、648日周期など他の周期も観測されています。他のすべての変動を通してこの周期性が持続しているのは、1,304日ごとに2回起こる食によるものです。[ 2 ]

この星は変光星総合カタログではSドラダス変光星の可能性がある星、また食変光星として分類されています。 [ 6 ]

プロパティ

HR 5171Aの角直径は、超大型望遠鏡（VLT）による測定結果を用いて3回発表されており、そのうち2回はAMBER干渉計、1回はPIONIER干渉計によるものである。いずれの場合も、予想外に大きな直径が約3.3～4.1  mas、 許容距離で1,000 R ☉をはるかに超える3.6kpc。

最初のAMBER干渉計は2012年3月に赤外線波長範囲で測定された。最も適合度の高いモデルは、縁に向かって小さな明るい点を持つ、はっきりと定義された均一な円盤で、その周囲はより暗い広がった外層で囲まれていた。大きな星の光球とみなされる均一な円盤は、直径3.39質量で、半径1,315 ± 260太陽半径（915,000,000 ± 181,000,000  km ; 6.12 ± 1.21  au）に相当する。二次星と想定される小さな円盤の大きさは明確に定義されていなかった。[ 2 ] 2回目のAMBER観測は2014年4月にKバンドで行われた。均一な円盤とモデル大気のロスランド半径の最も適合度の高いモデルは、ほぼ同一であった。3.87マスとそれぞれ3.86 masで、半径1,492 ± 540  R ☉ (6.94 ± 2.51  au )に相当する。[ 12 ] PIONIER観測は2016年と2017年に6つの異なる赤外線波長にわたって行われた。開口合成を使用して、軌道の3つの異なる位相におけるHR 5171の画像が生成されました。2つの画像では、副星が主星の前に見えており、3番目の画像では主星の後ろにあると予想されていたため、見えなかった。広がった均一な円盤に囲まれたロスランド恒星大気としてモデル化され、光球は3.3 masから4.8 masの間であることがわかった。全体として、主星の半径は1,575 ± 400  R ☉ (7.32 ± 1.86  au )、伴星の半径は650 ± 150  R ☉ (450,000,000 ± 100,000,000  km )と計算されました。 [ 13 ]これらの半径は統計的に一致していますが、黄色超巨星というよりは極度赤色超巨星に近い値です。これが連星相互作用によるものなのか、異常に赤化したスペクトルの解釈ミスなのかは不明です。[ 2 ]

スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングから計算された光度は630,000 L ☉で 、距離は3.7 kpcで3.2等級の星間減光がある。[ 10 ]これは、赤色超巨星の予想よりもかなり明るく、黄色超巨星でも極端な明るさである。[ 7 ]一致する赤外線スペクトルから導かれた有効温度は5,000 Kである。[ 2 ]一方、半径1,490  R ☉と光度630,000  L ☉から計算された温度は4,290 ± 760 K . [ 12 ]

近接する伴星HR 5171 Abは、主星の約3分の1の半径を持ち、ほぼ同じ温度を持つ明るい黄色の星です。食光曲線の形状から、主星の12%の明るさで、わずかに高温であることが分かります。質量ははるかに小さく、主星のわずか10分の1と推定されています。より大きな伴星とほとんど分離しておらず、スペクトルも区別できないため、正確な特性はモデルから予測するしかありません。[ 2 ]

ホットコンパニオンHR 5171 BはB0型超巨星で、1992年の論文によると太陽の31万6000倍の明るさを持つ。HR 5171Aの放射光度の約半分であるが、その放射の大部分が紫外線であるため、HR 5171Aより3等級暗い。その距離は3.6  kpcはよく決定されており、星雲・星団ガム48dと関連しているが、HR 5171Aが同じ距離にあるか、あるいはもっと近いかは不明である。[ 15 ]

進化

HR 5171Aの進化の歴史は、その不確かで特異な物理的特性と連星系の存在によって複雑化している。温度が4,290 K では、その特性は初期質量が 32 - 40  M ☉の非回転星、あるいは初期質量が 25  M ☉で数百万年を経て最も低温で最大サイズに近い回転星に相当する。このような星は、赤色超巨星の段階でタイプ II-P超新星を生成するには大きすぎるため、より高温へと進化し、おそらく異なるタイプの超新星爆発を起こすだろう。[ 12 ]温度が 5,000 K では、赤色超巨星段階を脱した、もう少し進化した星だろう。主星はおそらく風のロッシュ・ローブ・オーバーフロー (WRLOF) を起こしており、物質の一部が伴星に移行している。これは、剥ぎ取られた外殻を持つウォルフ・ライエ連星系への進化経路の可能性がある。この 2 つの星間の相互作用により、主星は同期回転するはずで、これは高速で回転する明るい青色変光星またはB[e] 星への経路の可能性がある。[ 2 ]

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