ウェスタールンド 1 W26
ウェスタールンド 1 W26
ウェスタールンド1の挿入図にはW26とそれに伴うイオン化水素雲が写っている。クレジット：ESO
観測データエポックJ2000      エキノックスJ2000
星座アラ[ 1 ]
赤経16時間47分5.403秒[ 2 ]
赤緯−45° 50′ 36.76″ [ 2 ]
見かけの等級 （V）17.194 [ 3 ]
特徴
スペクトル型M0.5～M6 [ 4 ] (M2～M6Ia [ 5 ] )
見かけの等級 （B） 22.1 [ 6 ]
見かけの等級 （J） 4.31 [ 2 ]
見かけの等級 （H） 1.35 [ 2 ]
見かけの等級 （K） 1.9 [ 7 ]
B−V色指数+4.906 [ 3 ] [ 6 ]
天体測量
視線速度（R v）-49.42 km/s
固有運動（μ）RA:  -1.841 [ 8 ]マス/年12 月:  -3.909 [ 8 ]マス/年
距離14,200 光年 （4,350 [ 4 ]  pc）
詳細
半径1,145–1,240 [ 4 ]  R ☉
明るさ275,000～288,000 [ 9 ]  L ☉
温度3,782 ± 14 [ 4 ]  K
年7.9 [ 4 ] ミル
その他の指定
ウェスタールンド 1 W26  、W1–26、ウェスタールンド 1 BKS AS、ウェスタールンド 1 BKS A、ガイアDR3 5940106041452150272、2MASS J16470540-4550367
データベース参照
シンバッドデータ

ウェスタールンド1 W26（一般にW26と略される）またはウェスタールンド1 BKS ASは、ウェスタールンド1超星団の外縁に位置する赤色超巨星である。これは既知の恒星の中で最大級の恒星の一つであり、これまでに発見された超巨星の中で最も明るい恒星でもある。半径は太陽半径の1000倍以上、光度は太陽光度の20万倍以上と計算されている。太陽系の中心に位置すると、その光球は木星の軌道を飲み込むほどの大きさである。

発見

2MASSの赤外線画像によるウェスタールンド1

ヴェスタールンド1は、1961年にベングト・ヴェスタールンドによって天空の回避領域における赤外線探査中に発見され、「アラ星団の非常に赤化した星団」と記述されました。当時、構成星のスペクトル型は、暫定的にM型と考えられていた最も明るい星を除いて特定されていませんでした。[ 10 ] [ 11 ]

1969年、ボーグマン、コルネフ、スリンガーランドは星団の光度測定調査を行い、測定した星に文字を割り当てた。強い電波源と特定されたこの星には、文字「A」が与えられた。[ 12 ] この文字が、シムバッドが用いたウェスタールンド1 BKS Aという名称につながったが、当時この星団はウェスタールンド1として知られていなかった。当時、この星団はアラAと呼ばれ、星団内にはアラCと呼ばれるもう一つの強い電波源があった。その電波スペクトルにおける明るさから、この星団は希少な「電波星」の一つとなっている。ウェスタールンドは、まだウェスタールンド1として知られていなかったこの星団の分光観測を行い、1987年に発表した。この星団には26の番号が付けられ、スペクトル型はM2Iであった。[ 11 ]ウェスタールンドは、かじき座の大マゼラン雲にあるもう一つの注目すべき赤色超巨星WOH G64も発見した。

現代の用語は、1998年にこの星団がウェスタールンド1（Wd1）と呼ばれ、アラAを星26、アラCを星9と説明した論文に由来しています。[ 13 ]

身体的特徴

Westerlund 1星団内の他の 3 つの RSG と比較した W26 。

W26は高輝度の低温超巨星に分類されます。ヘルツシュプルング・ラッセル図の右上隅に位置します。低温であるため、エネルギーの大部分は赤外線スペクトルで放射されます。また、大気物質の質量損失が大きく、より高温の超巨星へと進化する可能性があることを示唆しています。W26は、いくつかの周期にわたってスペクトル型（および温度）の変化が観測されていますが、光度の変化は観測されていません。[ 14 ]

この恒星は、可視波長では星間塵による約13等級の減光によってほとんど見えなくなっているため[ 3 ]、研究が容易になるよう、より長い赤外線から電波の波長で広範囲に研究されてきた。そのスペクトル型は、高光度の赤い恒星として識別される。W26の放射輝度は、Kバンド赤外線の明るさから計算され、 M2とM5のスペクトル型に応じて、太陽の380,000倍または320,000倍である。これらの輝度は、スペクトル型M2とM5でそれぞれ3,660 Kまたは3,450 Kと想定される有効温度に基づくと、太陽の半径( R ☉ )の1,530倍または1,580倍の半径を意味する[ 14 ]。[ 15 ] [ 14 ]これらのパラメータにより、W26は最も明るい赤色超巨星の1つとなり、もう1つの有名な赤色超巨星であるおおいぬ座VY星の推定値と類似しています。[ 14 ]

スペクトルエネルギー分布をフィッティングし、スペクトルに基づいてDUSTYモデルを用いて 以前行われた光度と温度の計算では、1,100,000 L ☉付近の光度は赤色超巨星として予想されるよりもはるかに高い値を示した。このモデルではまた、光球温度は3,700 K、半径 2,519  R ☉に相当し、体積は太陽の160億倍になります。[ 16 ] [ a ]

周囲

2013年10月、ヨーロッパ南天天文台の超大型サーベイ望遠鏡（VST）を使用した天文学者たちは、W26が電離水素の輝く雲に囲まれていることを発見した。これは、赤色超巨星の周囲に電離星雲がその可視光線を通して発見された初めてのものであり、1982年にNML Cygの周囲に電離星雲が発見されて以来のことである。 [ 17 ] [ 18 ]この星雲は星から1.30パーセク広がっている。ウェスタールンド1 W20とW26の星雲はどちらも星団の中心核から外側に広がっており、内側の方向で最も明るく、外向きの星団風を示唆している。[ 19 ]その後の研究では、ウェスタールンド1のいくつかの星の周囲にある噴出物が分析され、W26の噴出物の質量が403 × 10 −3  M ☉、不確かさは±94 × 10 −3  M ☉ . [ 19 ]

参照

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、（5、772/3、700）4∗106.03＝2、519.12 R⊙{\displaystyle {\sqrt {(5,772/3,700)^{4}*10^{6.03}}}=2,519.12\ R\odot }

参考文献

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  2. ^ a b c d Cutri, Roc M.; Skrutskie, Michael F.; Van Dyk, Schuyler D.; Beichman, Charles A.; Carpenter, John M.; Chester, Thomas; Cambresy, Laurent; Evans, Tracey E.; Fowler, John W.; Gizis, John E.; Howard, Elizabeth V.; Huchra, John P.; Jarrett, Thomas H.; Kopan, Eugene L.; Kirkpatrick, J. Davy; Light, Robert M.; Marsh, Kenneth A.; McCallon, Howard L.; Schneider, Stephen E.; Stiening, Rae; Sykes, Matthew J.; Weinberg, Martin D.; Wheaton, William A.; Wheelock, Sherry L.; Zacarias, N. (2003). 「VizieRオンラインデータカタログ：2MASS点源全天カタログ（Cutri+ 2003）」 . CDS/ADC電子カタログコレクション. 2246 : II/246.書誌コード：2003yCat.2246....0C .
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さらに読む

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