VFTS 102

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VFTS 102
VFTS 102の想像図。出典: NASA / ESA & G. Bacon (STScI)[1]
VFTS 102の想像図。出典: NASA / ESA & G. Bacon (STScI)[1]
星座 かじき座
見かけの等級 (mv) 15.70[2]
分類 主系列星
位置
元期:J2000.0
赤経 (RA, α)  05h 37m 39.2305260100s[3]
赤緯 (Dec, δ) −69° 09′ 51.024963212″[3]
視線速度 (Rv) 228 km/s[4]
固有運動 (μ) 赤経: 1.574 ミリ秒/年[3]
赤緯: 0.591 ミリ秒/年[3]
年周視差 (π) 0.0343 ± 0.0329ミリ秒[3]
（誤差95.9%）
距離 16万光年[1]
物理的性質
質量 > 20 M☉[4]
表面重力 4 G[4][注 1]
自転速度 610 ± 30 km/s[5]
スペクトル分類 O9: Vnnne[4]
光度 1.0 ×105 L☉[4]
表面温度 36,000 ± 5,000 K[4]
色指数 (B-V) 0.35[2]
色指数 (U-B) -0.89[6]
他のカタログでの名称
UCAC2 1803231, 2MASS J05373924-6909510[3]
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VFTS 102は、銀河系の伴銀河である大マゼラン雲内の星形成領域、タランチュラ星雲の中にある恒星である。この恒星は、自転速度が非常に速いことで知られる[4]。

名称[編集]

タランチュラ星雲のVFTS 102の位置。出典: ESO / /M.-R. Cioni / VISTA Magellanic Cloud survey[1]。

VFTS 102の名称は、VLT（チリ・パラナル天文台）を使ったヨーロッパ南天天文台の大規模掃天観測VLT-Flames Tarantula Surveyによって観測されたことに由来する。この掃天観測で得られた星表の102番であることから、VFTS 102と呼ばれる[2]。

特徴[編集]

VFTS 102の最大の特徴は、自転速度の速さにあり、恒星の赤道における自転速度の視線方向成分は、秒速およそ610km（時速およそ220万km）にも達するとされ、既知の恒星の中で最も速いとみられている[5][7]。結果として生じる強い遠心力によって、恒星は平たくなり、扁平な形をしていると予想される[1]。また、赤道付近には高温のプラズマでできた星周円盤が派生しているとも考えられ、実際に分光観測の結果では、恒星の周りに星雲状の構造がある証拠とみられるヘリウム原子の輝線が検出されている[1][4]。VFTS 102のスペクトル型は、これらの特性が反映され、O9: Vnnne型となっている。このスペクトル型は、有効温度の誤差が大きいためO9は不確か（:）で、高速自転によりスペクトル線が非常に大きく広がっており（nnn）、輝線が検出された（e）ことを表している[4]。

VFTS 102は、タランチュラ星雲内の他の恒星と比較すると、視線速度が大体40km/sくらい異なっており、逃走星であると考えられている[4]。

高速自転の原因[編集]

VFTS 102の自転がこれ程高速になった原因としては、主に2つの仮説が唱えられている。一つは、質量移動によるもの、もう一つは、天体の衝突によるものである[7]。

近接連星・接触連星では、恒星間で質量移動が起きると、質量が降着した恒星はその角運動量を受け取り、自転が加速することが、以前から理論的に予測されていた[8]。VFTS 102の高速自転を明らかにしたVFTSチームのメンバーは、この筋書きを支持し、質量移動で自転が加速した後、相手の星がIb・Ic型超新星となって爆発したことで、VFTS 102が逃走星になったと提唱している[9][4]。そして、VFTS 102の近くにX線パルサーPSR J0537-6910が存在し、パルサーから伸びる淡いX線放射の中にVFTS 102があることから、PSR J0537-6910の前駆天体が、VFTS 102と連星を構成していたのではないかとしている[4]。

一方、連星が衝突、合体する際に、自転速度が3倍から10倍速くなる場合があると、理論的に予測されていることから、VFTS 102の自転速度は衝突でも説明できる、とする説もある[10][11]。

他にも、形成時から高速で自転していたとする説や、主系列星へ進化する段階で核の角運動量が恒星表面へと輸送されて高速化したとする説もある[7]。

脚注[編集]

[脚注の使い方]

注釈[編集]

  1. ^ 出典での表記は、

出典[編集]

  1. ^ a b c d e “VLT Finds Fastest Rotating Star”. ESO (2011年12月5日). 2018年11月13日閲覧。
  2. ^ a b c Evans, C. J.; et al. (2011-06), “The VLT-FLAMES Tarantula Survey. I. Introduction and observational overview”, Astronomy & Astrophysics 530: A108, Bibcode: 2011A&A...530A.108E, doi:10.1051/0004-6361/201116782 
  3. ^ a b c d e f “UCAC2 1803231 -- Star”. SIMBAD. CDS. 2018年11月13日閲覧。
  4. ^ a b c d e f g h i j k l Dufton, P. L.; et al. (2011-12), “The VLT-FLAMES Tarantula Survey: The Fastest Rotating O-type Star and Shortest Period LMC Pulsar—Remnants of a Supernova Disrupted Binary?”, Astrophysical Journal Letters 743 (1): L22, Bibcode: 2011ApJ...743L..22D, doi:10.1088/2041-8205/743/1/L22 
  5. ^ a b Ramírez-Agudelo, O. H.; et al. (2013-12), “The VLT-FLAMES Tarantula Survey. XII. Rotational velocities of the single O-type stars”, Astronomy & Astrophysics 560: A29, Bibcode: 2013A&A...560A..29R, doi:10.1051/0004-6361/201321986 
  6. ^ Schild, H.; Testor, G. (1992-03), “Spectral types and UBV magnitudes of stars in the 30 Doradus complex”, Astronomy & Astrophysics Supplement Series 92 (4): 729-748, Bibcode: 1992A&AS...92..729S 
  7. ^ a b c Jiang, Dengkai; et al. (2013-01), “The binary merger channel for the progenitor of the fastest rotating O-type star VFTS 102”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 428 (2): 1218-1224, Bibcode: 2013MNRAS.428.1218J, doi:10.1093/mnras/sts105 
  8. ^ Packet, W. (1981-09), “On the spin-up of the mass accreting component in a close binary system”, Astronomy & Astrophysics 102 (1): 17-19, Bibcode: 1981A&A...102...17P 
  9. ^ Cantiello, M.; et al. (2007-04). “Binary star progenitors of long gamma-ray bursts”. Astronomy & Astrophysics 465 (2): L29-L33. arXiv:astro-ph/0702540. Bibcode: 2007A&A...465L..29C. doi:10.1051/0004-6361:20077115. 
  10. ^ Fryer, Chris L.; Heger, Alexander (2005-04), “Binary Merger Progenitors for Gamma-Ray Bursts and Hypernovae”, Astrophysical Journal 623 (1): 302-313, Bibcode: 2005ApJ...623..302F, doi:10.1086/428379 
  11. ^ Fujii, M. S.; Saitoh, T. R.; Portegies Zwart, S. F. (2012-07), “The Formation of Young Dense Star Clusters through Mergers”, Astrophysical Journal 753 (1): 85, Bibcode: 2012ApJ...753...85F, doi:10.1088/0004-637X/753/1/85 

関連項目[編集]

外部リンク[編集]

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座標: 星図 05h 37m 39.2305260100s, −69° 09′ 51.024963212″

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