| 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43分52.25894秒[2] |
| 赤緯 | –60° 07′ 04.0215″ [2] |
| 見かけの等級 （V） | 6.48 - 6.50 [3] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | WN6ha-w [4] |
| U−B色指数 | −0.91 [5] |
| B−V色指数 | −0.04 [5] |
| 変数型 | 疑わしい[3] |
| 天体測量 | |
| 固有運動（μ） | RA: -6.649 [6]マス/年12 月: +1.593 [6]マス/年 |
| 視差（π） | 0.2398 ± 0.0344 mas [6] |
| 距離 | 約14,000 光年 （約4,200 パーセク） |
| 絶対等級 （M V） | –7.34 [4] |
| 詳細[4] | |
| 質量 | 114 メートル☉ |
| 半径 | 21.73 R ☉ |
| 光度（ボロメトリック） | 2,950,000 L ☉ |
| 温度 | 50,100 キロ |
| その他の指定 | |
| WR 24、HD 93131、HIP 52488、NSV 18148、CD −59°3272、2MASS J10435225-6007040 、Hen 3-477 | |
| データベース参照 | |
| シンバッド | データ |
WR 24 ( HD 93131 ) は、りゅうこつ座のウォルフ・ライエ星です。知られている星の中で最も明るい星の一つです。肉眼で見える範囲では、全天で最も明るいウォルフ・ライエ星の一つでもあります。
WR 24のスペクトルは、WN星に特徴的な強い窒素およびヘリウム輝線に加え、ドップラー効果によって吸収成分が変化する水素輝線も有する。最も電離度が低い窒素輝線が最も強く、NⅤ線は非常に弱い。He I線はHe II線よりも弱いため、スペクトル型はWN6haとなる。スペクトル型にはwが付記されており、これは典型的なWN6星よりも弱い輝線であることを示す。[7] [4]
WR 24は散開星団コリンダー228の一員であると考えられており、時にはトランプラー16という豊富な星団の単なる延長であると考えられる。それはカリーナ星雲の南西側に位置する。コリンダー228とカリーナ星雲は約2.2kpc離れている。[8] しかし、ガイアデータリリース2の視差は、約WR24で4200。[6]
WR 24の明るさの変化は約0.02等級と報告されている。[8]ヒッパルコス測光解析では、振幅は0.082等級、主周期は4.76日と示されている。[10]変光星総合カタログにはまだ変光星の指定がされておらず、正式には疑変光星として記載されている。[3]
水素に富むWN星は、必ずしも後期窒素系列のスペクトルを持つわけではないため、WNL星またはWNH星と呼ばれてきました。これらは、同様のスペクトルを持つが窒素を欠く星よりも系統的に質量が大きく、より明るいです。WR 24は114 M ☉の質量を持ち、太陽の約300万倍の明るさです。[4]これらの星は、後期超巨星ではなく、実質的に主系列天体である若い水素燃焼星であると提案されています。 [11] WR 24の大気には44%の水素が含まれていると計算されています。[4]コリンダー228星団の年齢は約678万歳と考えられています。[8] WRタイプのスペクトルは、ヘリウムと窒素が核のCNOサイクルによって引き起こされる極端な温度勾配によって表面に対流し、その後強力な恒星風によって排出されるために発生します。[11] WR 24には、質量を40 × 10 −6 M ☉ /年、速度2,160 km/s。[4]
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。
- ^ ab Van Leeuwen, F. (2007). 「新しいヒッパルコス還元の検証」.天文学と天体物理学. 474 (2): 653– 664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode :2007A&A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
- ^ abc 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.
- ^ abcdefg Sota、A.;マイス・アペラニス、J.ニセコ州モレル。バーバ、RH;ニュージャージー州ウォルボーン。ゲーメン、RC;アリアス、JI;アルファロ、EJ;オスキノバ、LM (2019)。 「銀河の WN 星を再訪。基本的な恒星のパラメータに対するガイア距離の影響」。天文学と天体物理学。A57 : 625.arXiv : 1904.04687。ビブコード:2019A&A...625A..57H。土井：10.1051/0004-6361/201834850。S2CID 104292503。
- ^ ab Turner, DG; Moffat, AFJ (1980). 「カリーナ星雲における異常な消光」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 192 (2): 283. Bibcode :1980MNRAS.192..283T. doi : 10.1093/mnras/192.2.283 .
- ^ abcd Brown, AGA ; et al. ( Gaia collaboration ) (2018年8月). 「Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties」. Astronomy & Astrophysics . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .VizieRにおけるこのソースの Gaia DR2 レコード。
- ^ Smith, Lindsey F.; Shara, Michael M.; Moffat, Anthony FJ (1996). 「WN星の3次元分類」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 281 ( 1): 163– 191. Bibcode :1996MNRAS.281..163S. doi : 10.1093/mnras/281.1.163 .
- ^ abc Zejda, M.; Paunzen, E.; Baumann, B.; Mikulášek, Z.; Liška, J. (2012). 「散開星団領域における変光星カタログ」. Astronomy & Astrophysics . 548 : A97. arXiv : 1211.1153 . Bibcode :2012A&A...548A..97Z. doi :10.1051/0004-6361/201219186. S2CID 54789717.
- ^ "/ftp/cats/more/HIP/cdroms/cats".ストラスブール天文学センター。ストラスブール天文データセンター。2022 年10 月 16 日に取得。
- ^ Koen, Chris; Eyer, Laurent (2002). 「ヒッパルコス期の測光法による新たな周期変数」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 331 (1): 45– 59. arXiv : astro-ph/0112194 . Bibcode :2002MNRAS.331...45K. doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05150.x . S2CID 10505995.
- ^ ab スミス、ネイサン; コンティ、ピーター S. (2008). 「超大質量星の進化におけるWNH相の役割：フィードバックによるLBV不安定性の実現」.アストロフィジカル・ジャーナル. 679 (2): 1467– 1477. arXiv : 0802.1742 . Bibcode :2008ApJ...679.1467S. doi :10.1086/586885. S2CID 15529810.
外部リンク
- コリンダー 228 SEDS.org
