たて座UY星

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たて座UY星
UY Scuti
ニューヨークのコロンビア大学で撮影された中央の赤色超巨星がたて座UY星。2011年撮影
ニューヨークコロンビア大学で撮影された中央の赤色超巨星がたて座UY星。2011年撮影
仮符号・別名 UY Sct
星座 たて座
視等級 (V) 8.9[1] - 11.20[2]
変光星型 SRC型の脈動変光星 [3]
位置
元期:J2000.0
赤経 (RA, α) 18h 27m 36.5334s[4]
赤緯 (Dec, δ) -12° 27′ 58.866″[4]
視線速度 (Rv) +23.75[5]
固有運動 (μ) 赤経: 1.3ミリ秒/年[6]
赤緯:−1.6 ミリ秒/年[6]
年周視差 (π) 1.82±0.26
距離 約9,500光年(2,900pc[7]
絶対等級 (MV) −5.20[8]
物理的性質
半径 1,708 ± 192R[9]
質量 7-10M[9]
表面重力 −0.5[9]
スペクトル分類 M4Ia[9]
絶対等級 (H) −5.20[8]
光度 340,000L[9]
表面温度 3,365 ± 134K[9]
色指数 (B-V) 3.00[2]
色指数 (U-B) 3.29[9]
別名称
別名称
BD-12 5055
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座標: 星図 18h 27m 36.53s, −12° 27′ 58.9″ たて座UY星(たてざUYせい)はSRC型の脈動変光星で、直径は太陽の約1,700倍あるとされる赤色超巨星であり、太陽系の中心に置けば木星の軌道に達する程あるのは確実だが、正確な直径はまだ知られていない。距離は太陽からおよそ2,900パーセク(9,500光年)の位置にある。

特徴[編集]

An illustration of the approximate size of UY Scuti compared to the Sun

変光の周期はおよそ740日[10][3] [11]で、光度は太陽の340,000倍あり、銀河で最も明るい赤色超巨星の1つであるが、それなりのサイズにもかかわらず極超巨星には分類されない。それはMKK光度クラス0(ゼロ)が極超巨星の条件となっているからであるが、そもそも極超巨星は宇宙でも非常に珍しく、数十個しか知られていない。より一般に、極超巨星は、Ia-0、Ia+またはちょうど単に観察された範囲と、赤色超巨星ではめったに基づかないIaeでさえ分類から外れることになる。高い光度と大きい直径だけでは、極超巨星と定義されるためには不十分であり、大気の不安定性と大部分の質量を失う証拠であるHα線輝線を必要とする。[12]たて座UY星の場合、そのスペクトルにはカーボン、二酸化ケイ素スペクトル線の存在があるが、それは酸素ネオンより重い元素のスペクトル線が示してなく、それに於ける質量の損失の証拠がない。従ってヘルツシュプルング―ラッセル図では極超巨星の下位にあるために、明るい赤色超巨星と分類されている。[9]

直径[編集]

太陽系の惑星、主な恒星、たて座UY星の比較:
1. 水星 < 火星 < 金星 < 地球
2. 地球 < 海王星 < 天王星 < 土星 < 木星
3. 木星 < プロキシマ・ケンタウリ < 太陽 < シリウス
4. シリウス < ポルックス < アークトゥルス < アルデバラン
5. アルデバラン < リゲル < アンタレス < ベテルギウス
6. ベテルギウス < おおいぬ座VY星 < はくちょう座V1489星 < たて座UY星.

2012年夏にチリアタカマ砂漠に設置されている超大型望遠鏡VLT を使い、銀河系の中心付近に存在する3つの赤色超巨星(たて座UY星、 さそり座AH星いて座KW星)のパラメータを測ったところ、いずれも太陽の1,000以上と判明した。[9]星の直径は、見た目の直径より光学的深さが2/3[13]である場所で定められた結果、直径は太陽の1,708±192倍で、この星が観測された3つの星で最も大きいと判明した。すなわちこの星の直径はベテルギウスの約1.7倍である。[14]

質量[編集]

重力干渉を通して観測できる伴星がないので、この星の質量も不確実である。たて座UY星のような赤色超巨星の初期段階に達してからの質量が太陽の25倍(赤色超巨星の最高質量は太陽の40倍であるはくちょう座V1489星[15])であったが、おそらく赤色超巨星の初期段階から半分以上を失ったと、恒星進化論で示している。[9]

超新星[編集]

恒星進化論に基づいて、たて座UY星はヘリウム核融合し始めて、ヘリウムの外層で水素を汲み上げ効果で核融合を繰り返す。たて座UY星は金属が豊富であることを銀河円盤の範囲内で示唆している。[16]その後、核の中心で重力と放射線のバランスを失い、タイプII型またはタイプIb/Ic型[17]超新星爆発を引き起こす。爆発を起こす前に黄色超巨星青色超巨星または、その外層を吹き飛ばして核を露出させたウォルフ・ライエ星に進化するには、たて座UY星のような星はより熱い温度になる必要があると推測される。

脚注・出典[編集]

  1. ^ Röser, S.; Bastian, U.; Kuzmin, A. (1994). “PPM Star Catalogue: The 90000 Stars Supplement”. Astronomy and Astrophysics 105. Bibcode 1994A&AS..105..301R. 
  2. ^ a b Ducati, J. R. (2002). “VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system”. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues 2237: 0. Bibcode 2002yCat.2237....0D. 
  3. ^ a b Kholopov, P. N.; Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Perova, N. B. (1985). “The 67th Name-List of Variable Stars”. Information Bulletin on Variable Stars 2681: 1. Bibcode 1985IBVS.2681....1K. 
  4. ^ a b Hog, E.; Kuzmin, A.; Bastian, U.; Fabricius, C.; Kuimov, K.; Lindegren, L.; Makarov, V. V.; Roeser, S. (1998). “The TYCHO Reference Catalogue”. Astronomy and Astrophysics 335: L65. Bibcode 1998A&A...335L..65H. 
  5. ^ Famaey, B.; Jorissen, A.; Luri, X.; Mayor, M.; Udry, S.; Dejonghe, H.; Turon, C. (2005). “Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data”. Astronomy and Astrophysics 430 (1): 165–186. arXiv:astro-ph/0409579. Bibcode 2005A&A...430..165F. doi:10.1051/0004-6361:20041272. 
  6. ^ a b Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, V. V.; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P. et al. (2000). “The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars”. Astronomy and Astrophysics 355: L27. Bibcode 2000A&A...355L..27H. 
  7. ^ Sylvester, R. J.; Skinner, C. J.; Barlow, M. J. (1998). “Silicate and hydrocarbon emission from Galactic M supergiants”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 301 (4): 1083. Bibcode 1998MNRAS.301.1083S. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.02078.x. 
  8. ^ a b Wasatonic, R.; Guinan, E. F. (1998). “Variations of Luminosity, Radius, and Temperature of the Pulsating Red Supergiant CE Tauri”. Information Bulletin on Variable Stars 4629: 1. Bibcode 1998IBVS.4629....1W. 
  9. ^ a b c d e f g h i j Arroyo-Torres, B.; Wittkowski, M.; Marcaide, J. M.; Hauschildt, P. H. (2013). “The atmospheric structure and fundamental parameters of the red supergiants AH Scorpii, UY Scuti, and KW Sagittarii”. Astronomy & Astrophysics 554: A76. arXiv:1305.6179. Bibcode 2013A&A...554A..76A. doi:10.1051/0004-6361/201220920. 
  10. ^ Whiting, Wendy A. (1978). “Observations of Three Variable Stars in Scutum”. The Journal of the American Association of Variable Star Observers 7: 71. Bibcode 1978JAVSO...7...71W. 
  11. ^ Jura, M.; Kleinmann, S. G. (1990). “Mass-losing M supergiants in the solar neighborhood”. The Astrophysical Journal Supplement Series 73: 769. Bibcode 1990ApJS...73..769J. doi:10.1086/191488. 
  12. ^ C. de Jager (1998). “The yellow hypergiants”. Astronomy and Astrophysics Review 8 (3): 145–180. Bibcode 1998A&ARv...8..145D. doi:10.1007/s001590050009. 
  13. ^ Wehrse, R.; Scholz, M.; Baschek, B. (June 1991). “The parameters R and Teff in stellar models and observations”. Astronomy and Astrophysics 246 (2): 374–382. Bibcode 1991A&A...246..374B. 
  14. ^ Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures”. NASA. 2008年1月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。2016年2月14日閲覧。
  15. ^ The distance and size of the red hypergiant NML Cygni from VLBA and VLA astrometry Astromony & Astrophysics
  16. ^ Israelian, edited by Garik; Meynet, Georges (2008). The metal-rich universe. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 9780521879989. http://www.cambridge.org/asia/catalogue/catalogue.asp?isbn=9780521879989 2016年2月14日閲覧。. 
  17. ^ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia (2013). “Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death”. Astronomy & Astrophysics 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode 2013A&A...558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906. 

関連項目[編集]