HR 5171

HR 5171
센타우루스자리 V766
Centaurus constellation map.svg
Red circle.svg
HR 5171(순환) 위치
관측 데이터
신기루 J2000.0 이쿼녹스 J2000.0
별자리 센타우루스
A
우측 상승 13h 47m 10.875s[1]
탈위임 −62° 35′ 23.06″[1]
겉보기 크기 (V) 6.1 - 7.5[2]
B
우측 상승 13h 47m 10.224s[1]
탈위임 −62° 35′ 17.40″[1]
겉보기 크기 (V) 9.83[1]
특성.
A
스펙트럼형 K0 0-IA[3]
B-V색지수 +2.499[1]
변수형 EB + SDOR?[4]
B
스펙트럼형 B0 Ibp[5]
B-V색지수 +0.39[1]
아스트로메트리
방사 속도 (Rv)-38.20km[6]/s
고유 운동 (μ) RA: −5.649[7]mas/yr
Dec.: -1.483마스[7]/yr
시차 (π)0.3658 ± 0.1239[7] 마스
거리4,900 – 11,700 리
(1,500[8] – 3,600[2]pc)
절대치수 (MV)−9.2[9] + −5.8[10]
궤도[2]
1차Aa
동반자AB
기간 (P)1,304±6일
반주축 (a)2,028 - 2,195R☉
편심성 (e)0
기울기 (i)>60°
세부 사항
Aa
미사27 - 36[11][12] M☉
반지름1,060 – 1,160,[8] 1,315[2] – 1,575[12] R☉
루미도200,000 – 251,000,[8] 630,000+60,000
−55,000[11] L☉
표면 중력 (log g)−0.5±0.6[11] cgs
온도4,287±760[11] (3,855[13] - 5,012[8]) K
나이3.5MYR[14]
AB
미사5+15
−3[12] M☉
반지름312 - 401,[2] 650±150[12] R☉
온도4,800 - 5,200K[2]
B
루미도160,000[15] L☉
표면 중력 (log g)3.0 - 3.5[5] cgs
온도26,000K[5]
나이4MYR[14]
기타 지정
V766 Cen, HR 5171, HD 119796, HIP 67261, SAO 252448, CD-61°3988, WDS J13472-6235, AABSO 1340-6262,
데이터베이스 참조
심바드자료

HR 5171이라고도 알려진 V766 Centauri는 지구에서 5,000광년 또는 12,000광년 떨어진 센타우루스자리에 있는 노란색 초거성이다.극한 적색 초거성(RSG)이나 최근 적색 후거성(Post-RSG) 황색초거성(YHG)이라고 하는데, 둘 다 가장 큰 별 중 하나임을 시사한다.이 별의 지름은 불확실하지만 태양의 1,100배에서 1,600배 사이일 가능성이 있다.이전에는 1,304 ± 6일마다 서로 공전하는 작은 노란색 초거성 및 2차 항성과 물질의 공통적인 봉투를 공유하는 접촉 이항성으로 생각되었다.그러나 이것은 그 이후 가능성이 없는 것으로 여겨져 왔다.[8]광학 동반자인 HR 5171B는 황색 초거성과 같은 거리에 있을 수도 있고 아닐 수도 있다.[8]

시스템

기본 전방에서 동반자의 통로를 보여주는 간섭 영상

HR 5171 시스템에는 최소 3개의 별이 포함되어 있다.1차 A는 1,304일 동안 두 개의 노란 별이 접촉하고 궤도를 선회하는 2진수(Aa와 Ab, 또는 이중과 다중 별의 성분 카탈로그의 A와 C 성분)이다.동반자는 광학 간섭계에 의해 직접 검출되었으며, 초지력 1차 크기의 약 1/3이다.두 별은 두 별을 둘러싼 물질이 별 자체와 동시에 회전하는 공통의 봉투 단계에 있다.

구성 요소 B는 1차에서 9.4 아크초 떨어진 곳에 위치하며, 분광형 B0과 함께 청색 초거성이다.[5]그것은 그 자체로 매우 빛을 발하는 거대한 별이지만 시각적으로 세 개의 크기가 노란 초거성보다 희미하다.초거성 1차와 청초거성 간 예상 분리는 35,000AU이지만 실제 분리는 더 클 수 있다.[2]

관측사

HR 5171은 후에 Bright Star Catalogue로 출판된 하버드 수정 카탈로그에 포함됨으로써 명명되었다.그것은 카탈로그에서 5171번째 항목으로, 시각적 규모 6.23과 K형 스펙트럼 타입으로 나열되었다.[16]HR 5171은 1927년에 더블스타로 분류되었다.[17]

1956년, HR 5171은 진도 6.4, 스펙트럼 타입 G5p로 기록되었고, 심각하게 붉어졌다.[18]1966년에 코벤은 그것을 규모 6.51과 스펙트럼 타입 G5p로 기록했고, 가변성이 있다고 언급했다.1969년 카탈로그에는 시각적 크기 5.85와 스펙트럼 유형의 A7V가 기록되는데, 이는 아마도 정체성의 오인 사례일 것이다.[19]1971년, HR 5171 A는 성간 멸종의 3배 이상과 또한 항성 물질로부터 반 정도 멸종의 크기가 증가하여 G8 초거성으로 확인되었다.[10]1979년에는 절대 시각적V 크기(M)가 -9.2인 것으로 알려진 가장 밝은 별 중 하나로 확인되었다.[9]G8 스펙트럼 타입은 이후 개정된 MK 시스템에서 K0 0-Ai로 조정되어 발광성이 높은 슈퍼자이언트의 기준을 충족시켰다.[20]

V766 Centauri를 위한 시각적 밴드 조명 곡선.주 그래프는 장기 변동성을 나타내며, 삽입 그래프는 궤도 기간 동안의 변동을 나타낸다.Chesneau 외 (2014년)[2]에서 개조됨

1973년 HR 5171은 코벤의 1966년 카탈로그에 기초하여 공식적으로 가변 별 V766 Centauri로 인식되었다.[21]당시는 "쿨 S 도라두스 변수"로 여겨졌는데, 현재 황색 초기류로 알려진 Ro Cassiopeiae와 같은 별을 포함한 클래스였다.이러한 변수들은 때로는 잘 정의되어 있고, 때로는 거의 일정하며, 예측할 수 없는 페이딩이 나타날 수 있는 변동에 의해 일반적으로 반정규(SRD)로 분류된다.상세한 연구는 가능한 기간이 430일에서 494일로 발전하면서 밝기와 스펙트럼 유형의 변동성을 보여주었다.표면 온도는 거의 5,000K에서 4,000K 미만으로 계산되었다.[13]

2014년 논문에서 VLTI 관측 결과 HR 5171의 예상 외로 큰 크기가 직접 결정되어 접촉 바이너리임이 밝혀졌다.항성 주위의 물질 껍질도 직접 이미지화되었다.[2]2016년 VLTI 관측 결과 K0 초거성인 경우 훨씬 더 큰 반지름과 예기치 않게 차가운 온도가 나타났다.[11]더 많은 간섭계측정이 2차 항성이 1차 항성을 전전하는 모습을 형상화했다.[12]

거리

HR 5171의 광학 및 적외선 합성 영상
(ESO/디지털화된 하늘 조사 2)

HR 5171은 HII 지역 껌 48d의 중심 근처에 나타나는데, 눈에 보이는 HR 5171 별들 중 하나 또는 둘 다에 의해 이온화된 물질 링이다.별과 성운은 모두 지구에서 약 4,000파섹(4kpc) 떨어진 센타우루스 나선팔에 그들을 배치할 수 있는 유사한 우주 운동을 보여준다.그것은 지구에서 3.2 kpc와 5.5 kpc 사이의 거리를 가진 광범위한 분자 구름 복합체의 일부인 것으로 보인다.껌 48d는 O형 별 1, 2개를 이온화해야 하는데, 아마도 몇 백만년 전 HR 5171 항성 중 하나 또는 둘 다일 것이다.그것의 나이는 가장 오래된 HII 지역 중 하나인 350만년으로 계산된다.[14]

HR 5171B의 가정된 광도에 기초한 초기 계산은 3.2 kpc의 거리와 3.2 규모의 성간 소멸을 제공했다.Magellanic Clouds에서 HR 5171A와 유사한 별의 비교는 3.7 kpc의 거리를 의미한다.이 모든 계산에 근거한 평균 거리는 3.6 kpc로,[10] 더 가까울 수 있다고 생각하는 이유가 있지만 여전히 널리 받아들여지는 거리다.[5]

Gum 48d는 RCW 80으로 분류되기도 하지만, RCW 80이라는 명칭은 때때로 그것과 겹치는 더 먼 초신성 잔해 G309.2-00.6에 사용된다.[5]개방성 클러스터 NGC 5281은 HR 5171에서 19'로, 초신성 잔해에 대해 투영되지만 지구에서 약 1,200파섹에 불과하다.[22]

스펙트럼

HR 5171의 스펙트럼은 발광 황색 별과 뜨거운 청색 초거성으로 쉽게 분리된다.세 번째 구성 요소인 HR 5171Ab는 분해되지 않고 스펙트럼 유형이 불확실하다.두 별 모두 먼지 소멸로 인해 적신도가 3-4배 정도 된다.

황색 별은 K0 0-Aia 별에 대한 스펙트럼 표준으로 정의되었다.[20]G후기 또는 초기 K 초기의 일반적인 특징을 보여주지만, 여러 가지 특징을 가지고 있다.높은 점도는 421.5nm CN 파단 강도 및 적외선 산소 삼중수소 존재로 표시된다.그것은 또한 큰 적외선 과잉과 예외적으로 강한 규산염 흡수를 보여주는데, 둘 다 별에서 분출되는 물질에서 응축된 먼지 껍질에 의해 발생한다.[10]383.8nm에 가까운 비정상적인 파란색 초과가 다순환 방향족 탄화수소(PAH) 발광 때문일 수 있다.[5]스펙트럼은 항성의 확장된 대기에 의해 강한 방출선이 별의 바람에서 형성되고 연속체는 광권의 날카로운 표면이 아닌 확장된 지역에서 형성되는 등 강한 영향을 받는다.그 별은 사실상 그 별의 진짜 표면을 숨기는 사이비 사진권을 가지고 있다.[2]

푸른색 동반자는 일반적 발광성의 뜨거운 초거성인 B0 Ibp로 분류돼 다소 불확실성이 있다.스펙트럼의 특이성 코드는 그 유형의 별에 대해 흡수선이 정상보다 덜 날카롭다는 것을 나타낸다.[10]

변동성

HR 5171은 밝기와 색상의 불규칙한 변화를 보여준다.HR 5171B는 초거성 별의 신체적 변화, 봉투의 변화, 두 가까운 동료 사이의 일식 등으로 인해 변화가 있는 것으로 보아 분명히 안정적이다.

1차 및 2차 미니마는 시각 파장에서 각각 0.21 및 0.14의 깊이를 가진다.라이트 곡선은 시스템의 접촉 특성에 의해 거의 연속적인 변동을 나타내지만, 2차 최소치까지는 2차 최소치에서 2차 최소치까지는 2차적으로 평평한 바닥이 뚜렷하게 보인다.일식 광선 곡선의 모양은 궤도가 지구에서 거의 가장자리에 있으며, 2차 공전이 1차 공전보다 약간 더 뜨겁다는 것을 암시한다.

일식은 본질적인 변동의 배경에 반하여 일어난다.통계적으로 이 시스템은 20세기 중반에서 2013년까지의 기간 동안 평균 규모 6.54와 평균 크기 0.23의 변화를 가지고 있지만, 이 안에는 상대적으로 변화가 적은 수십 년이 있고 그 외 다른 것들은 훨씬 더 활동적이다.1975년, 1993년, 2000년에 약 1년 동안 세 개의 깊은 미니마가 관측되었는데, 밝기가 매회 진도 7 이하로 떨어졌다.이러한 미니마에서 색상 변화는 냉각 또는 주변 봉투에 의한 재활용의 결과로 시각적에서 적외선으로 광도가 전달되었음을 시사한다.깊은 미니마에 이어 작은 밝기 피크가 관찰된다.전체적으로 밝기의 변동성은 2000년 이후 훨씬 더 강해졌다.

시각 밝기에 비해 적외선 밝기의 편차는 라이트 곡선에 상당히 잘 대응해 밝기 변화가 색상이나 소멸 변화와 관련이 있음을 시사하지만, B-V 색상 지수에는 세속적인 추세가 있었다.1942년부터 1982년까지 B-V는 약 1.8에서 2.6으로 꾸준히 증가하였다.그 이후로 그것은 거의 일정했다.이는 시각적 규모와 독립되어 있기 때문에 적색화와는 관련이 없는 것으로 보여 항성 자체의 변화를 시사한다.가장 가능성이 높은 변화는 초거성이 냉각되고 크기가 커지고 있다는 것이다.

변화는 불규칙하지만, HR 5171의 히파르코스 사진 측정에서 657일의 강한 주기성이 발견되었다.보다 최근의 변화들은 약 3,300일로 가장 강력한 주기성을 보여주었지만, 648일로 한 기간을 포함한 다른 기간들도 보여주었다.다른 모든 변형을 통한 이러한 지속적인 주기성은 1,304일마다 두 번씩 일어나는 일식 때문이다.[2]

그것은 Eclipsing 변수뿐만 아니라 가능한 S Doradus 변수로 Variable Stars의 General Catalogue에 분류된다.[4]

특성.

아티스트의 HR 5171과 그 동반 스타에 대한 인상

HR 5171A의 각도 직경은 매우 큰 망원경의 측정을 사용하여 세 번 발표되었으며, 황색 간섭계로 두 번, 파이오니어 간섭계로 한 번 발표하였다.모든 경우에, 약 3.3마스와 4.1마스 사이에 1,000마스를 훨씬 넘는 예상외로 큰 직경이 발견되었다.R☉ 허용 거리 3.6 kpc에서

초기의 황색 간섭계는 2012년 3월에 적외선 파장 범위에 있었다.가장 잘 맞는 모델은 가장자리를 향해 작은 밝은 점이 있는 선명하게 정의된 균일 원반이었는데, 모두 희미하게 확장된 봉투에 둘러싸여 있었다.더 큰 별의 광권이라고 여겨지는 균일한 원반은 가로 3.39 마스였으며, 이는 1,315 ± 260 태양 반지름(9억1,500,000,000 ± 1,8100,000 km; 6.12 ± 1.21 au)에 해당한다.2차 항성으로 추정되는 소형 원반의 크기는 잘 규정되지 않았다.[2]2014년 4월 K-밴드에서는 두 번째 앰버 관측 세트가 이루어졌다.모델 대기의 균일한 원반과 로셀랜드 반지름의 최적 맞춤은 각각 3.87 mas와 3.86 mas로 거의 동일했으며, 이는 1,492 ± 540 R☉(6.94 ± 2.51 au)의 반지름에 해당한다.[11]파이오니어 관측은 2016년과 2017년에 6개의 서로 다른 적외선 파장에 걸쳐 이루어졌다.개구부 합성은 궤도의 세 가지 다른 위상에서 HR 5171의 이미지를 생성하는 데 사용되었다.영상 중 2개에서는 2차 별이 경선 앞에서도 보이고, 3차에서는 경선 뒤쪽에 있을 것으로 예상돼 보이지 않았다.확장된 균일 원반으로 둘러싸인 로스아일랜드의 별빛 대기권으로 모델링된 광권은 3.3마스와 4.8마스 사이인 것으로 밝혀졌다.전체적으로 1차 반지름은 1,575 ± 400 R☉ (7.32 ± 1.86 au)과 2차 반지름은 650 ± 150☉ R (450,000,000 ± 1억 km)로 계산되었다.[12]이 반지름은 통계적으로 서로 일치하지만 노란색의 초거성보다는 극단적인 붉은색의 초거성을 더 잘 나타낸다.이것이 이항 상호작용에 의한 것인지 아니면 비정상적이고 높은 적층 스펙트럼에 대한 잘못 해석에 의한 것인지는 불분명하다.[2]

광도는 스펙트럼 에너지 분배(SED) 피팅을 통해 63만 개로 계산되었다.L3.7 kpc의 거리와 3.2의 성간 멸종을 가정한다☉.[9]이것은 어느 빨강 초거성에도, 심지어 노란 초거성에도 기대했던 것보다 상당히 더 발광적이다.[5]적외선 스펙트럼과 일치하는 적외선 스펙트럼에서 도출된 유효온도는 5,000K인 반면,[2] 1,490의 반지름에서 계산된 온도는 5,000K이다.R☉ 광도 63만L☉ 4,290 ± 760 K이다.[11]

근접 2차 HR 5171 Ab는 1차 별의 약 3분의 1의 반지름과 거의 동일한 온도를 가진 발광 황색 별이다.일식 광선 곡선의 형태에서 보면, 일식 광선만큼 12%의 빛을 발하고 약간 더 뜨겁다.경선 질량의 10분의 1에 불과할 정도로 규모가 훨씬 적다.더 큰 동반자에서 거의 분해되지 않고 스펙트럼을 구별할 수 없기 때문에 모델에서만 정확한 특성을 예측할 수 있다.[2]

뜨거운 동반자 HR 5171 B는 1992년 한 논문에 따르면 태양보다 31만 6천 배 더 빛을 발하는 B0 초거성이다.HR 5171A의 대기압 진도의 절반 정도지만, 자외선의 많은 양이 자외선에 있는 만큼 세 가지 크기가 희미하다.3.6kpc의 거리는 잘 결정되어 있으며 성운과 군집 Gum 48d와 연관되어 있으나 HR 5171A가 같은 거리에 있는지, 아니면 훨씬 더 가까운 거리에 있는지는 불확실하다.[8]

진화

HR 5171A의 진화 이력은 불확실하고 특이한 물리적 특성과 이진적 동반자로 인해 복잡하다.온도 4,290 K의 단일 항성으로, 그 성질은 초기 질량이 32 - 40인 비회전 항성에 해당한다.M또는☉ 초기 질량 25의 회전 항성일 수 있음M이것은☉ 수 백만 년 된 것으로, 그것의 가장 서늘한 온도와 가장 큰 크기에 가깝다.그러한 별들은 너무 거대해서 적색 초거성 단계에서 타입 II-P 초신성을 생성하기 어렵고 더 높은 온도로 진화할 것이며, 다른 종류의 초신성 폭발을 발생시킬 가능성이 있다.[11]5000K의 온도라면 붉은 초거성 국면을 떠나 조금 더 진화된 별일 것이다.일차 항성은 아마도 풍력 로체 로브 오버플로(WRLOF)를 겪고 있을 것이며, 물질의 일부는 이차 항성으로 전달될 것이다.이것은 벗겨진 개발자 울프-레이트의 이진법으로 가는 가능한 진화 경로다.쌍 사이의 상호작용은 1차 회전을 동기 회전에 올려야 하며, 이는 빠르게 회전하는 발광 청색 변수나 B[e] 별의 가능한 경로다.[2]

참조

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