NML Gypni -Wikipedia、無料百科事典

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NML Cygni

Ilustracja
シグナスOB2協会のH-alphaバンドの画像。ジプニのNMLは
観察データ（J2000）
星座

白鳥

Rectascsja

20 h 46 m 25.6 s

偏角

+40°06’59.4″

パララクサ（π）

0.620±0.047×10 -3 [初め] 「

距離

5,25 Tys。 ly（1,61 kpc [初め] ））

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観察されたサイズ
（繁殖）

16.60 m

自分の運動（RA）

-1.55 [初め] MAS/年

自分の運動（12月）

-4,59 [初め] MAS/年

体格的特徴
星

Hyperologrzy

スペクトルタイプ

M6I [2]

時間

25〜40 m ☉ [初め]

半径

1642–2775 r ☉ [初め]

輝度

270 000 [初め] l ☉

代替マーキング
2mass：j20462554+4006594
V1489 Cyg、RAFGL 2650、IRC +40448

NML Cygni -Red Hyperologrzym [初め] そして、太陽の光線の約1650倍の半径を持つ最大の星の1つである [3] 、これは15.3 auの直径に対応します。地球からの距離は約1.61 kpc（約5250光年）です [初め] 。 GypniのNMLはStar Association Cygnus ob2の一部です [4] 。

GypniのNMLは、1965年にNeugebauer、Martz、Leightonによって発見されました。 [5] 。略語 NML 探検家の名前から来ています [6] 。 2番目の星は短期間NMLタウリと呼ばれていました [7] 、現在Ik Tauriとして知られています [8] 、スペクトルタイプ用のM9。 GypniのNMLには、半分転位した輝度の変化により、ジプシーの指定V1489も与えられました [9] 、しかし、それはまだ元の名前で広く定義されています。その組成は、1968年に水マスター（1612 MHz）の発見で分析され始めました [十] 。粒子が検出されました h
2 o 、sio、co、hcn、cs、so、 それで
2 私 h
2 s [11] 。

ジプシーのNMLの直径は、太陽の直径の約1650倍です。太陽系の中央に配置された場合、木星と土星の軌道の間の距離の半分の木星の軌道を越えて届きます。

その量は、太陽の量よりも45億倍高くなっています。ボロメトリック輝度（l 彼がいた ）ジプニのnmlは、太陽の明るさよりも30万近く大きい（l ☉ ）、およびボロメトリック絶対星サイズ（m 彼がいた ）は約-9.0です。最も明るい冷たい双曲線学者の一人です [4] そして、天の川の最も明るい星の一つ。また、約940日の期間の半リサイクル可能な可変星でもあります [4] 。

ジピックのNMLは、成熟した期間であり、重元素、粒子、グループ、特に酸素、水酸化物群、水がその大気中に発見されました。星の塵に囲まれています [初め] [4] 非対称豆星雲 [11] 。

ジプシーのNMLは毎年約2×10を失います -4 m ☉ [11] [12番目] 、すべての既知の星のほとんど。その年間視差は約0.62ミリ秒です [初め] 。観察は、星に2つの別々の厚い薄い殻と分子があることを示しています。内部コーティングの光学深度は1.9で決定され、外側は0.33で決定されました [13] 。シグナスOB2の大規模な関連性の郊外にあるジプシーのNMLの位置により、周囲のほこりやガスに対する放射の検出可能な効果は、この関連の中央の熱い星から遠く離れた地域に限定されています [4] 。

  1. ↑ a b c d そうです f g h 私 j k B. Zhang et al。 VLBAおよびVLA Astrometryからの赤い超巨大NMLシグニの距離とサイズ 。 「天文学と天体物理学」。 544（A42）、Sierpie’2012。Doi： 10.1051/0004-6361/201219587 。 （ 。 ）） 。
  2. ↑ J. D. Monnier et al。 ケックアパーチャマスキングとイオタ干渉計を使用したダストシェルの高解像度イメージング 。 「Astrophysical Journal」。 605（1）、s。 436–461、2004-04-10。 doi： 10.1086/382218 。 （ 。 ）） 。
  3. ↑ マイケル・トーマス・シュスター： クールなハイパージャイアントの環境環境の調査 。 Proquest、2007、s。 57. ISBN 978-0-549-32782-0 。 （ 。 ）） 。
  4. ↑ a b c d そうです M. T. Schuster et al。 適応光学系を備えたクールなハイパーガイアントNMLシグニのほこりっぽい環境エンベロープのイメージング 。 「Astrophysical Journal」。 699（2）、s。 1423–1432、2009-07-10。 doi： 10.1088/0004-637X/69​​9/2/1423 。 （ 。 ）） 。
  5. ↑ G. Neugebauer、D.E。 Martz、R.B。レイトン。 非常にクールな星の観察 。 「Astrophysical Journal」。 142、s。 399–401、Lipiec1965。Doi： 10.1086/148300 。 bibcode： 1965apj … 142..399n 。 （ 。 ）） 。
  6. ↑ 新しい赤外線源とその解釈。 W：J.B。ハーンショー： 星明かりの測定：2世紀の天文学的な測光 。ケンブリッジ大学出版局、2 Maja 1996、s。 278. ISBN 978-0-521-40393-1 。 （ 。 ）） 。
  7. ↑ ピーターブタ。 いくつかの非常に赤い星の客観的プリズムスペクトル 。 「Astrophysical Journal」。 147、p。381、1967年1月。Doi： 10.1086/149015 。 bibcode： 1967apj … 147..381p 。 （ 。 ）） 。
  8. ↑ B.V.クカルキン、ユ。 N. Efremov、M.S。フロロフ、G.I。 Medvedeva I Inni。 1968年に指名された新しい変数スターの識別リスト 。 「可変星に関する情報速報」。 311（1）、8Listopada1968。Bibcode： 1968ibvs..311 …. 1k 。 （ 。 ）） 。
  9. ↑ B.V. Kukarkin、P.N。 Kholopov、N.P。 Kukarkina。 可変星の61番目の名前リスト 。 「可変星に関する情報速報」。 1068（1）、27Listopada1975。Bibcode： 1975ibvs.1068 …. 1k 。 （ 。 ）） 。
  10. ↑ R.J.コーエン、G。ダウンズ、R。エマーソン、M。グリムIイニ。 Supergiant OH-IRソースからのOH 1612-MHzメーザー放射の狭い偏光成分 。 「王立天文学協会の毎月の通知」。 225、s。 491–498、1Kwietnia1987。doi： 10.1093/MNRAS/225.3.491 。 bibcode： 1987mnras.225..491c 。 （ 。 ）） 。
  11. ↑ a b c NML Cygni。 W：ケビンマーベル： 局所水メーサーの研究によって明らかにされた進化した星の環境環境 。 Universal-Publishers、1996年12月19日、pp。182–212。 ISBN 978-1-58112-061-5 。 （ 。 ）） 。
  12. ↑ ミリ波天文学の研究のための組み合わせアレイ 。 [アクセス2012-08-27]。 （ 。 ）） 。
  13. ↑ WPLO。ダンキ、w …グリーン、D.S.S。ヘイル、K。イニのキントレー。 NML Cygniを取り巻く塵シェルの適切な動き 。 「Astrophysical Journal」。 555、s。 405、Lipiec2001。doi： 10.1086/322237 。 bibcode： 2001apj … 555..405d 。 （ 。 ）） 。

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