弧矢增二十二
 藝術家筆下的弧矢增二十二（船尾座ζ）。 | |
| 觀測資料 曆元 J2000 | |
|---|---|
| 星座 | 船尾座 |
| 星官 | 井宿 弧矢 |
| 赤經 | 08h 03m 35.1s[1] |
| 赤緯 | −40° 00′ 11.6″[1] |
| 視星等（V） | 2.24 |
| 特性 | |
| 光譜分類 | O5Ibf(n)p[2] |
| U−B 色指數 | −1 |
| B−V 色指數 | −0.28 |
| 天體測定 | |
| 自行 (μ) | 赤經：−30.82[1] mas/yr 赤緯：16.77[1] mas/yr |
| 視差 (π) | 3.00 ± 0.10 mas |
| 距離 | 1,090 ± 40 ly (330 ± 10 pc) |
| 絕對星等 (MV) | -5.5 |
| 詳細資料 | |
| 質量 | 50-63[3] M☉ |
| 半徑 | 16[3] R☉ |
| 表面重力 (log g) | 3.5[4] |
| 亮度 (bolometric) | 762,000[5] L☉ |
| 溫度 | 42,400[5] K |
| 金屬量 [Fe/H] | 0.34[6] dex |
| 自轉速度 (v sin i) | >220[6] km/s |
| 年齡 | 4[來源請求] Myr |
| 其他命名 | |
| 參考資料庫 | |
| SIMBAD | 資料 |
弧矢增二十二（船尾座ζ，ζ Pup）是船尾座的一顆恆星。它的固有名稱是Naos（發音： /ˈneɪ.ɒs/，源自希臘的ναύς "ship"）和Suhail Hadar（阿拉伯文的 سهيل هدار，可能是「非常明亮的」）。
它的光譜分類是O5Ibf，故而成為非常熾熱的恆星，而且是肉眼能夠看見的O型恆星之一。它曾被認為是距離地球超過400秒差距的船帆座複合體古姆星雲的一部分，但是2008年依巴谷的資料給出的距離只有335秒差距（1,093光年） ± 4%[7]。它的表面溫度是42,000K，目前的質量約為40太陽質量，半徑是太陽半徑的14倍，但是這些數值有着高度的不確定性。較早的資料認為它的距離更遠，數值相對也更大，而且有些新計算的值也超過前述數值的兩倍[6]。
弧矢增二十二是極端藍的超巨星，也是銀河系內最明亮的恆星之一。視覺上，它的能量是太陽的12,500倍以上，是一顆非常藍的恆星，大部分的輻射集中在紫外線，因此它的熱光度超過太陽的500,000倍。從地球上看到它的視星等在亮度上排名上是第62名。
弧矢增二十二，是典型的O型星，它有着值得注意的強烈恆星風，並且在過去十年獲得越來越多的關注。它的恆星風速度估計是2,500公里/秒[8]，每年拋射掉的質量超過百萬分之一[8]，或是在可以比較的時間週期內排放掉十萬分之一太陽質量。這種質量拋射的證據在非可見光的波長上，像是電波和X射線是非常明確的。
起源
長久以來，弧矢增二十二被認為是船帆座恆星形成區的一部分，距離地球大約1,400光年。然而，依巴谷在2008的視差觀測（見前文）將這顆恆星的距離修訂得更接近。新的距離與它的徑向速度使它在大約200萬年前與特朗普勒10OB星協結合在一起[5]。但它似乎並不是在那兒誕生的，因為估計特朗普勒10星協的年齡超過3,000萬年，而弧矢增二十二的年齡還不到其十分之一。其它的理論包括弧矢增二十二是被古姆星雲中的超新星拋出的伴星[9]。在弧矢增二十二的前方有電離的前緣（弓形激波）[來源請求]，這在大質量的奔離星是很常見的，在赤道的轉速也異常的高達220公里/秒[8]，以及在表面明顯的有着豐富的氦和氮[6]。估計它的年齡是400萬年[來源請求]。
氦
在1896年，愛德華·皮克林觀察到弧矢增二十二有着神祕的光譜線，它與芮得柏公式的半整數倍符合，而不是整數倍。後來發現這是電離氦的譜線[10]。
同名的物件
美國海軍有一艘巨爵級貨船以這顆恆星命名為USS Naos (AK-105)。
參考資料
- ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 SIMBAD Query Result. Results for NAOS. [2012-08-05]. （原始內容存檔於2022-09-27）.
- ^ A. Sota, J. Maíz Apellániz, N. R. Walborn, E. J. Alfaro, R. H. Barbá, N. I. Morrell, R. C. Gamen, J. I. Arias. The Galactic O-Star Spectroscopic Survey. I. Classification System and Bright Northern Stars in the Blue-violet at R 2500. The Astrophysical Journal Supplement Series. 2011, 193 (2): 24 [2018-04-02]. ISSN 0067-0049. doi:10.1088/0067-0049/193/2/24 （英語）.
- ^ 3.0 3.1 E. Schilbach, S. Röser. On the origin of field O-type stars. Astronomy & Astrophysics. 2008-10-01, 489 (1): 105–114 [2018-04-02]. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:200809936 （英語）.
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- ^ 5.0 5.1 5.2 E. Schilbach, S. Röser. On the origin of field O-type stars. Astronomy & Astrophysics. 2008-10-01, 489 (1): 105–114 [2018-04-02]. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:200809936 （英語）.
- ^ 6.0 6.1 6.2 6.3 Dany Vanbeveren. Zeta Pup: The merger of at least two massive stars. 2011. arXiv:1109.6497v1
[astro-ph.GA].
- ^ Maíz Apellániz, J.; Alfaro; Sota; Alfaro, E. J.; Sota, A. Accurate distances to nearby massive stars with the new reduction of the Hipparcos raw data 0804: 2553. 2008. Bibcode:2008arXiv0804.2553M. arXiv:0804.2553 .
- ^ 8.0 8.1 8.2 Thomas Eversberg, Sébastien Lépine, Anthony F. J. Moffat. Outmoving Clumps in the Wind of the Hot O Supergiant ζ Puppis. The Astrophysical Journal. 1998, 494 (2): 799 [2018-04-02]. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/305218 （英語）.
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- Schaerer, Daniel; et al.. Fundamental Stellar Parameters of γ2 Velorum from HIPPARCOS Data. Astrophysical Journal Letters. 1997, 484 (2): L153–L156. Bibcode:1997ApJ...484L.153S. arXiv:astro-ph/9703061 . doi:10.1086/310785.