WOH G64
WOH G64
星の周りの塵のトーラスのVLTI画像。クレジット：ESO
観測データエポックJ2000.0      エキノックスJ2000.0
星座ドラド
赤経04時55分10.5252秒[ 1 ]
赤緯−68° 20′ 29.998″ [ 1 ]
見かけの等級 （V）17.7 - 18.8 [ 2 ]
特徴
あ
進化段階OH/IR [ 3 ]極度赤色超巨星[ 4 ]または赤色極超巨星[ 5 ]
スペクトル型M5 I [ 3 ] – M7.5e [ 6 ] [ 7 ]
見かけの等級 （K） 6.849 [ 8 ]
見かけの等級 （R） 15.69 [ 9 ]
見かけの等級 （G） 15.0971 [ 1 ]
見かけの等級 （I） 12.795 [ 10 ]
見かけの等級 （J） 9.252 [ 8 ]
見かけの等級 （H） 7.745 [ 8 ]
変数型緩やかな不規則変光＋共生[ 11 ] [ 4 ]
B
スペクトル型B [ 11 ]
天体測量
視線速度（R v）+285 ± 2 [ 11 ] km/s
固有運動（μ）RA:  +1.689マス/年[ 12 ] 12 月:  −0.013マス/年[ 12 ]
距離16万 光年 （5万[ 3 ] パーセント）
絶対等級 （M V）−6.00 [ 3 ]
詳細
あ
質量25 ± 5（初期質量）[ 3 ]  M ☉
半径1,540 ± 77 [ 3 ] [ 13 ] [ 14 ]  R ☉
明るさ28万2000+34,400 −30,700[ 3 ]  L ☉
表面重力（log  g）−0.5 [ 3 ]  cgs
温度3,400 ± 25 [ 3 ]  K
年≤5 [ 15 ] ミル
その他の指定
WOH G064、MSX LMC 1182 、IRAS 04553−6825、2MASS J04551048−6820298
データベース参照
シンバッドデータ

WOH G64 ( IRAS 04553-6825 ) は、地球から約16万光年離れた大マゼラン雲(LMC)にある共生連星である。主成分は極度赤色超巨星[ 4 ] [ 3 ]または赤色極超巨星[ 5 ]で、半径が明確に定義されている最大の恒星である可能性がある。 [ 3 ] [ 16 ]また、赤色超巨星の中でも最も明るく質量の大きい恒星の一つで、半径は太陽の約1,540倍 ( R ☉ )、光度は太陽の光度 ( L ☉ ) の約282,000倍と計算されている。太陽系の中心に位置すると、この恒星の光球は木星の軌道を飲み込むほどである。

WOH G64は、直径およそ1光年の光学的に厚い塵の外層に囲まれており、その中には赤色超巨星主星の強い恒星風によって生成された、太陽の3～9倍の質量の放出物質が含まれています。[ 17 ]

観察履歴

WOH G64（ヨーロッパ南天天文台）を取り囲む塵のトーラスと楕円形の塵の繭の想像図

WOH G64は、1970年代にベンクト・ヴェスタールンド、ノア・オランダー、ビョルン・ヘディンによって発見されました。NML Cygniと同様に、この星の名前の「WOH」は3人の発見者の姓に由来していますが、この場合はLMCの巨星と超巨星の全カタログを指しています。[ 18 ] ヴェスタールンドはまた、アラ座の大質量超星団ヴェスタールンド1の中にある、もう1つの注目すべき赤色超巨星、ヴェスタールンド1 W26を発見しました。[ 19 ] 1986年の赤外線観測により、この星は非常に明るい超巨星であり、その周囲をガスと塵が取り囲み、その放射の約4分の3を吸収していることが示されました。[ 7 ]

2007年、超大型望遠鏡（VLT）を用いた観測により、WOH G64がトーラス状の雲に囲まれていることが示されました。[ 17 ] 2024年には、WOH G64を取り囲む塵のトーラスがVLTIによって直接撮影され、極超巨星の周囲に細長くコンパクトな放射が観測されました。これは、天の川銀河外の恒星の干渉画像化としては初めてのものです。[ 20 ]

物理的特性

WOH G64 を太陽と比較した図。

WOH G64 Aのスペクトル型はM5とされているが[ 3 ]、通常はM7.5というはるかに冷たいスペクトル型で、超巨星としては非常に珍しい。[ 15 ] [ 6 ] [ 7 ]

球殻を仮定した分光測定に基づいて、この恒星は当初、約490,000から600,000  L ☉の光度を持つと計算され、少なくとも初期質量は40  M ☉であり、その結果、半径は2,575から3,000  R ☉の間のより大きな値になることが示唆されました。[ 7 ] [ 6 ] [ 21 ] 2018年の1つの測定では、光度は432,000  L ☉、有効温度はより高い値を示しました。3,500  K は、光学および赤外線測光法に基づき、周囲の塵からの球対称放射を仮定した値です。これは半径 1,788  R ☉を示唆します。[ 22 ] [ a ]

WOH G64 Aを取り囲む塵は2007年に、極から観測されたトーラス状の形状をしていることが明らかになりました。これは、これまでの半径と光度の推定では球状の塵殻を想定していましたが、放射が空洞を通って（つまり私たちの方向へ）逃げるため、過大評価されていたことを意味します。28万2000+40,000 −30,000 L☉は周囲のトーラスの放射伝達モデルに基づいて導出され、初期質量は25 ± 5  M ☉、半径約1,730  R ☉で有効温度は3,200  K [ 17 ] 2009年にエミリー・レベスクは有効温度を計算した。光学スペクトルと近紫外線SEDのスペクトルフィッティングにより、 3,400 ± 25Kとなる。この新しい温度に大中光度を適用すると、半径は1,540 ± 77  R ☉。[ 3 ]これらの物理的パラメータは、 VY Canis Majorisなどの他の場所で発見された最大の銀河系内赤色超巨星や極超巨​​星、および最も冷たく、最も明るく、最大の可能性のある冷超巨星の理論モデル（例えば、林限界やハンフリーズ・デイビッドソン限界）と一致している。[ 3 ] [ 17 ] [ 6 ]

WOH G64 Aは、おそらく既知の恒星の中で最大であり、大マゼラン雲の中で最も明るく、最も冷たい赤色超巨星である。[ 3 ]恒星の温度と光度の組み合わせは、ヘルツシュプルング・ラッセル図の右上隅に位置する。平均質量損失率は3.1～年間5.8 × 10 −4  M ☉であり、これは赤色超巨星の中でも最も高い値である。[ 23 ] [ 24 ]

WOH G64 AはOH、Hの重要な供給源であることが発見されました。2O、 SiOメーザー放射はOH/IR超巨星に典型的に見られる。 [ 3 ]この星雲は珍しいスペクトルの放射を示し、高温ガスは窒素に富み、視線速度は恒星の速度よりもかなり大きい。 [ 3 ]恒星の大気は中赤外線波長域で強いケイ酸塩吸収帯を生成し、高度に励起された一酸化炭素による線状放射を伴っている。 [ 25 ]

変動性

WOH G64 Aは、可視波長で1等級以上の明るさの変化を規則的に起こし、その主周期は約800日でした。[ 9 ]この星は可視波長で6等級以上の減光を受けており、赤外線波長での変化ははるかに小さくなっています。[ 3 ]この星は炭素に富むミラまたは長周期変光星として説明されており、必然的に超巨星ではなく漸近巨星分枝星（AGB星）になります。 [ 10 ] 明るさの変動は他の研究者によっていくつかのスペクトル帯域で確認されていますが、実際の変光星の種類は不明です。顕著なスペクトル変動は見つかっていません。[ 3 ]その後、 2014年頃に半規則的な変動から不規則な変動に移行することが観測されています。 [ 11 ]

黄色極超巨星遷移の推定

30年にわたる測光測定により、2014年頃に半規則的変動から不規則的変動への移行が示され、分光観測における特定のスペクトル線の欠如または強度が赤色超巨星とは矛盾することから、Munoz-Sanchez et al. (2024) は、WOH G64 Aが赤色超巨星から黄色極超巨星に移行したと結論付けました。激しい爆発とスムーズな移行が見られなかったのは、共生連星を形成するB型伴星の存在によって説明されます。黄色極超巨星となったWOH G64 Aは、元のサイズの半分の800  R ☉になり、有効温度は4,700  Kとより高温になり、スペクトル型は早期K型または後期G型であると考えられます。 [ 11 ]

この解釈はその後、van Loon & Ohnaka (2026) によって異議を唱えられた。彼らは2024年から2025年の間に取得された分光データに酸化チタンの分子吸収帯を検出し、中心星が依然として赤色超巨星であることを示唆した。Munoz-Sanchez et al. (2024) によって観測された異常は、代わりに伴星の近点通過によって説明された。伴星の潮汐力によって主星の大気の外層が引き伸ばされ、光学的厚さ1の大気層が、以前のように冷たい層ではなく、より高温の内層になった。これにより、変動の性質が変化する。それ以来、主星は元の状態に戻った。[ 4 ]

仲間

WOH G64は歴史的に、伴星が知られていない孤立した赤色超巨星であると考えられていました。しかし、2016年以来、そのスペクトルはB[e]星の特徴を示しており、これは、物質を喪失している超巨星が伴星のB型星に集積する、大質量の共生連星のスペクトルシグネチャとして解釈されています。 [ 11 ] [ 4 ]周囲の高温の塵の持続的な存在、干渉画像における細長い放射、[ 11 ] [ 20 ]および2010年代の光学的輝度の低下は、WOH G64の連星性をさらに裏付けています。[ 4 ]このような伴星の軌道周期は1世紀にも及びます。[ 4 ] WOH G64の高温の伴星の存在は、Levesqueらによって初めて疑われました。 2009年に、彼は、WOH G64の周りの星雲を電離させる原因として、-7.5等級または100,000 L☉の光度を 持つ後期O型主系列星の伴星の可能性を提唱した。星雲の輝線とWOH G64のスペクトル特性の間には50 km/sのずれがある。 [ 11 ] [ 3 ]

参照

  • B90、大マゼラン雲の赤色超巨星
  • R136a1は、知られている中で最も質量が大きく明るい星の1つである。
  • IRC +10420、青みがかった方向に進化する黄色極超巨星

注記

  1. ^シュテファン・ボルツマンの法則を公称太陽有効温度5,772  Kに適用する、
    （5772/3500）4∗432、190＝1787.94 R⊙{\displaystyle {\sqrt {(5772/3500)^{4}*432,190}}=1787.94\ R\odot }

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