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]
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 V LT-F lames T arantula S urvey[ 2]
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] 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] 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] 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]
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] 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] 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]
^ 出典での表記は、
log
g
[
cgs
]
=
3.6
±
0.5
{\displaystyle \log g[{\mbox{cgs}}]=3.6\pm 0.5}
^ 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。
^ 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
^ a b c d e f “UCAC2 1803231 -- Star ”. SIMBAD CDS . 2018年11月13日 閲覧。
^ 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 Letters743 (1): L22, Bibcode : 2011ApJ...743L..22D , doi :10.1088/2041-8205/743/1/L22
^ 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
^ 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 ^ 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
^ 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 ^ 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 . ^ 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 ^ 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
座標 : 05h 37m 39.2305260100s , −69° 09′ 51.024963212″
![VFTS 102の想像図。出典: NASA / ESA & G. Bacon (STScI)[1]](%E3%83%95%E3%82%A1%E3%82%A4%E3%83%AB:Artist%E2%80%99s_impression_of_the_fastest_rotating_star.jpg)
![{\displaystyle \log g[{\mbox{cgs}}]=3.6\pm 0.5}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/8c08ec892b33735c00a4007d93e77dfea992d538)
