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R99

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R99
관측 정보
역기점 J2000      분점 J2000
별자리 황새치자리
적경 05h 22m 59.809s[1]
적위 −68° 01′ 46.57″[1]
겉보기등급 (V) +11.46[2]
특성
스펙트럼 종류 LBV
U−B 색지수 −0.92[2]
B−V 색지수 +0.25[2]
변광 종류 LBV[3]
위치천문학
시선속도 (Rv)293±16.2[4] km/s
고유운동 (μ) RA: 3.4±2.5[1] mas/yr
Dec.: −0.4±2.3[1] mas/yr
거리50,000 파섹 pc
절대등급 (MV)−8.48[5]
상세
질량103[5] M☉
반지름74.8[5] R☉
광도3.2×106[5] L☉
유효온도28,000[5] K
천체 명칭
HD 269445, BAT99-33, AAVSO 0523-68, 2MASS J05225978-6801466
데이터베이스 자료
SIMBAD데이터

R99 (혹은, HD 269445)는 황새치자리에 위치하는 항성으로 대마젤란 은하에 존재하며, 밝은 청색 변광성 후보로 분류되는 알려진 가장 광도가 높은 별 중 하나이다.

분광형

R99는 OBf:pe,[6] "분류 불가능", 특이한 WN10, "특이한 LBV HD 5980과 유사",[7] '고유' 및 Ofpe/WN9[8]로 설명되는 독특한 스펙트럼을 가지고 있으며, Ofpe/WN9 유형은 다른 별의 경우에는 WN9와 WN11 사이의 유형으로 재분류되었으나 이 별에는 아직 남아 있다.[4] R99는 단순한 WN 스펙트럼 유형을 갖지 않는 다른 별들과 상당한 차이를 가지고 있다. 즉 자외선 스펙트럼은 다양한 파장 범위에 걸쳐 강하게 덮여 있으며 방출 대신 흡수에서 고도로 이온화된 철선이 나타나고 Hi 선은 비정상적으로 좁고 백조자리 P형 윤곽이 없다. 또한 Hδ 근처의 중요한 흡수 특징이 부족하며 많은 금속 선은 같은 유형의 다른 별에 비해 비정상적으로 강하거나 약하고 설명할 수 없는 작은 적외선 과잉이 있다.[9]

항성풍

R99의 바람 구조는 대부분의 볼프-레이에별 및 LBV(밝은 청색 변광성)와 크게 다를 수 있다. 일반적인 온도로 층화된 볼프-레이에별의 항성풍은 종단 속도로 가속되어 별에서 서로 다른 거리에 서로 다른 이온화 수준의 헬륨 선을 만들어내지만 이는 R99에는 적용되지 않는 것처럼 보인다.[9] 스펙트럼 연속체의 상당한 편파도 나타나 비대칭 바람을 암시하며 이것은 다른 볼프-레이에별에서는 관찰되지 않았다.[10]

밝은 청색 변광성 후보

R99는 수십 년 동안 약 +0.3등급의 밝기 변화를 보여주며 2일과 10일의 가장 강한 기간을 갖는 더 작은 진폭을 보여주고 색상도 변해 최소 광도에서 별이 더 파랗게 보인다.[11] 폭발은 한 번도 관찰된 적이 없지만 변동성과 스펙트럼으로 인해 밝은 청색 변광성으로 분류되었으며[3] 다른 사람들은 여전히 후보로 분류한다.[12][13]

같이 보기

각주

  1. ↑ 가 나 다 라 Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, V. V.; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A. (2000). “The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars”. 《Astronomy and Astrophysics》 355: L27. Bibcode:2000A&A...355L..27H. doi:10.1888/0333750888/2862. 
  2. ↑ 가 나 다 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. ↑ 가 나 Van Genderen, A. M. (2001). “S Doradus variables in the Galaxy and the Magellanic Clouds”. 《Astronomy and Astrophysics》 366 (2): 508–531. Bibcode:2001A&A...366..508V. doi:10.1051/0004-6361:20000022. 
  4. ↑ 가 나 Schnurr, O.; Moffat, A. F. J.; St-Louis, N.; Morrell, N. I.; Guerrero, M. A. (2008). “A spectroscopic survey of WNL stars in the Large Magellanic Cloud: General properties and binary status”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 389 (2): 806–828. arXiv:0806.2801. Bibcode:2008MNRAS.389..806S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13584.x. S2CID 6590534. 
  5. ↑ 가 나 다 라 마 Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W. -R. (2014). “The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud”. 《Astronomy & Astrophysics》 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A&A...565A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201322696. S2CID 55123954. 
  6. ↑ Walborn, N. R. (1977). “Spectral classification of O and B0 supergiants in the Magellanic Clouds”. 《Astrophysical Journal》 215: 53. Bibcode:1977ApJ...215...53W. doi:10.1086/155334. 
  7. ↑ Crowther, P. A.; Smith, L. J. (1997). “Fundamental parameters of Wolf-Rayet stars. VI. Large Magellanic Cloud WNL stars”. 《Astronomy and Astrophysics》 320: 500. Bibcode:1997A&A...320..500C. 
  8. ↑ Bohannan, Bruce; Walborn, Nolan R. (1989). “The Ofpe/WN9 class in the Large Magellanic Cloud”. 《Publications of the Astronomical Society of the Pacific》 101: 520. Bibcode:1989PASP..101..520B. doi:10.1086/132463. 
  9. ↑ 가 나 Pasquali, Anna; Langer, Norbert; Schmutz, Werner; Leitherer, Claus; Nota, Antonella; Hubeny, Ivan; Moffat, Anthony F. J. (1997). “O Stars in Transition. II. Fundamental Properties and Evolutionary Status of Ofpe/WN9 Stars from HST Ultraviolet Observations”. 《The Astrophysical Journal》 478 (1): 340–357. Bibcode:1997ApJ...478..340P. doi:10.1086/303767. 
  10. ↑ Vink, Jorick S. (2007). “Constraining GRB progenitor models by probing Wolf-Rayet wind geometries in the Large Magellanic Cloud”. 《Astronomy and Astrophysics》 469 (2): 707–711. arXiv:0704.2690. Bibcode:2007A&A...469..707V. doi:10.1051/0004-6361:20077302. S2CID 19013584. 
  11. ↑ Van Genderen, A. M.; Sterken, C.; De Groot, M.; Reijns, R. A. (1998). “Light variations of massive stars (alpha Cyg variables). XV. The LMC supergiants R99 (LBV), R103, R123 (LBV) and R128”. 《Astronomy and Astrophysics》 332: 857. Bibcode:1998A&A...332..857V. 
  12. ↑ Smith, Nathan; Tombleson, Ryan (2015). “Luminous blue variables are antisocial: Their isolation implies that they are kicked mass gainers in binary evolution”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 447 (1): 598–617. arXiv:1406.7431. Bibcode:2015MNRAS.447..598S. doi:10.1093/mnras/stu2430. S2CID 119284620. 
  13. ↑ Richardson, Noel D.; Mehner, Andrea (2018). “The 2018 Census of Luminous Blue Variables in the Local Group”. 《Research Notes of the American Astronomical Society》 2 (3): 121. arXiv:1807.04262. Bibcode:2018RNAAS...2..121R. doi:10.3847/2515-5172/aad1f3. S2CID 119509358. 
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