かじき座AB星
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/05/18 21:53 UTC 版)
連星系
かじき座AB星系は、2つの2連星が相互作用する多重星系で、2つの連星系は、共通重心の周りを約135AUの距離をおいて公転している[10]。
2連星の一方は、主星Aと伴星Cからなり、平均して3AU離れた軌道を11.74年周期で公転する[11]。もう一方は伴星Baと伴星Bbからなり、360日周期で公転する[12]。主星Aと伴星Cの連星系の方が質量が大きいので、共通重心からの距離は、伴星Baと伴星Bbの連星系の方が倍くらい長い。
かじき座AB星A
主星は、スペクトル型K1Vの橙色の主系列星で、光度階級はVだが、年齢が非常に若いので前主系列星（後おうし座T型星[13]）と言われる。
質量は、太陽の8割程度だが、星系内の4つの星の中では飛び抜けて大きい。大きさは太陽より若干小さく、光度は太陽の4割程度と暗いため、近い恒星であるにもかかわらず7等星となっている[4][8]。
1980年代から高速で自転することは知られており、その自転周期は12時間あまり（太陽のおよそ1/50）と非常に短い[14][6]。赤道付近には強力な磁場が発生し[15]、多くの黒点が現れる。黒点があることで、自転周期に従って見かけの明るさが変化し、回転変光星に位置付けられる[3]。自転周期内での明るさの変化は0.13等級程度だが、黒点の状態によって概ね0.1等級くらい周期ごとに差が表れ、それとは別に太陽活動周期と似たような活動周期により、およそ20年周期で平均的な明るさが変動する[16][17]。差動回転しているので、極付近より赤道付近の方が自転が速いが、その差は時間によって変化する。これは、対流層を貫く磁場の働きによって角運動量の輸送が変動するので、赤道付近の自転速度も恒星表面活動の周期によって変化するためと考えられる[18][19]。
主星の表面では爆発現象も観測され、光球面の外には、1,500万Kまで加熱された水素プラズマが、磁場に閉じ込められて球状の層を形成している。プラズマは、強いX線を放射し、距離が近いこともあって、全天で最も明るいコロナX線源の一つとなっている[20]。
かじき座AB星Ba・Bb
| かじき座AB星 Ba / Bb AB Doradus Ba / Bb | |
|---|---|
| 視等級 (V) | 13.2[21] |
| 物理的性質 | |
| 質量 | 0.28 / 0.25 M☉[22] |
| 自転速度 | 33 / 38 km/s[12] |
| スペクトル分類 | M5 / M5-6 |
| 光度 | 0.008 / 0.006 L☉[8] |
| 表面温度 | 3,310 / 3,250 K[12] |
| 年齢 | 5 - 10 ×107[12] |
| 地球から見た位置 （かじき座AB星Aとの関係） | |
| 元期 | 2006 |
| 位置角 | 346°[21] |
| 角距離 | 8.9″[21] |
| 軌道要素と性質 | |
| 軌道長半径 (a) | 56.1 mas[12] |
| 離心率 (e) | 0.55[12] |
| 公転周期 (P) | 360.6 日[12] |
| 軌道傾斜角 (i) | 119.8°[12] |
| 軌道要素と性質 | |
| かじき座AB星Aからの平均距離 | 135 AU （8.87″[8]） |
| 公転周期 (P) | 1,400 - 4,300 年[5] |
| 別名称 | |
| 別名称 | Rossiter 137B, CCDM J05287-6527B, HD 36705B, WDS J05287-6527B.
|
| ■Template （■ノート ■解説） ■Project | |
伴星Bは、ロシターが発見し、自身の二重星カタログの137番目に登録したので[23]、Rossiter 137 B（Rst 137 B）とも呼ばれる。主星Aからは9秒程度離れた位置に見える。当初は13等級の単独星だと思われていた。補償光学が発達したことで、もう一つの伴星Cを分離する観測の傍ら、伴星Bが2つの星からなることが確かめられ、それぞれ伴星Ba、伴星Bbと呼ばれることになった[24]。BaとBbの間の平均距離は、0.9AU程度と推測される[12]。
伴星BaとBbは、2つ合わせても主星Aの1%程度の光度しかない。伴星Baは、2つの星のうちでは質量が大きいが、それでも太陽の3割弱と小さく、スペクトル型はM5V、表面温度は約3,310Kと見積もられる。伴星Bbは、質量が太陽の2割程度、スペクトル型はM5.5V、表面温度は約3,250Kと見積もられる[12][22]。
伴星BaとBbは、かじき座AB星系の年齢の決定に期待される。主星Aは高速自転で強磁場、伴星Cは超低質量と、いずれも年齢の推定が難しく、それに比べると伴星Bは精度良く見積もれる可能性があるためである。伴星Ba・Bbの詳細な観測から、低質量星の進化についての仮説に観測結果を当てはめ、年齢を5,000万から1億年と推定した[12]。
かじき座AB星C
| かじき座AB星 C AB Doradus C | |
|---|---|
| |
かじき座AB星Cの公転軌道（緑）。出典: ESO[25]
| |
| 視等級 (V) | ~9[26] |
| 物理的性質 | |
| 質量 | 0.090 ± 0.005 M☉[5] |
| スペクトル分類 | M5.5[8] |
| 光度 | 0.0021 ± 0.0005 L☉[8] |
| 表面温度 | 2,925 K[8] |
| 軌道要素と性質 | |
| かじき座AB星Aからの平均距離 | 3 AU[25] |
| 公転周期 (P) | 11.74 年[11] |
| 軌道傾斜角 (i) | 66°[11] |
| ■Template （■ノート ■解説） ■Project | |
伴星Cは、1990年代にはその存在を知られていたが、伴星Bが先に発見されていたので、伴星Cとなった。2004年までは、主星Aの運動の「ふらつき」だけで存在が確認された位置天文的連星だったが、2005年に補償光学を備えた超大型望遠鏡VLTのカメラで、主星Aから0.2秒離れた位置で捉えることに成功した[26]。
伴星Cは、スペクトル型M5.5の赤色矮星で、質量は太陽のわずか9%（木星の約94倍）と、あと少し小さければ褐色矮星に分類される、既知の恒星で最も低質量なものの一つ[1]。表面温度は約2,925K、半径は主星Aの1/6程と小さい。
最近の観測で、伴星Cが主星Aの周りを公転する軌道は、離心率がとても大きいことがわかってきた。共通重心からかなり遠くまで周回し、主星Aとの間の距離が大きく変化する[11]。
- ^ a b “Weighing the Smallest Stars”. ESO. (2005年1月19日) 2017年2月15日閲覧。
- ^ a b c d e f g “HD 36705 -- T Tau-type Star”. SIMBAD. 2006年8月25日閲覧。
- ^ a b “VSX: Detail for AB Dor”. AAVSO. 2017年2月16日閲覧。
- ^ a b Guirado, J. C.; et al., “The size of AB Doradus A from VLTI/AMBER interferometry”, Astronomy and Astrophysics 533: A106, Bibcode: 2011A&A...533A.106G, doi:10.1051/0004-6361/201117426
- ^ a b c Guirado, J. C.; et al. (2006-02), “On the dynamics of the AB Doradus system”, Astronomy and Astrophysics 446 (2): 733-738, Bibcode: 2006A&A...446..733G, doi:10.1051/0004-6361:20053757
- ^ a b Jardine, M.; Collier, C. A.; Donati, J. F. (2002), “The global magnetic topology of AB Doradus”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 333 (2): 339–346, arXiv:astro-ph/0205132, Bibcode: 2002MNRAS.333..339J, doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05394.x
- ^ Wichmann, R.; et al. (1998-12), “HIPPARCOS observations of pre-main-sequence stars”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 301 (2): 39L-43L, Bibcode: 1998MNRAS.301L..39W
- ^ a b c d e f g h Close, Laird M.; et al. (2007-08), “New Photometry and Spectra of AB Doradus C: An Accurate Mass Determination of a Young Low-Mass Object with Theoretical Evolutionary Tracks”, Astrophysical Journal 665 (1): 736-743, Bibcode: 2007ApJ...665..736C, doi:10.1086/518207
- ^ Zuckerman, B.; Song, Inseok; Bessell, M. S. (2005), “The AB Doradus Moving Group”, The Astrophysical Journal 613 (1): L65–L68, Bibcode: 2004ApJ...613L..65Z, doi:10.1086/425036
- ^ Martin, Eduardo L.; Brandner, Wolfgang (1995-), “On the evolutionary status of two very active visual binaries”, Astronomy and Astrophysics 294: 744-746
- ^ a b c d Nielsen, E. L.; et al (2005-12), “AB Doradus C: age, spectral type, orbit, and comparison to evolutionary models”, Astronomische Nachrichten 326 (10): 1033-1039, Bibcode: 2005AN....326.1033N, doi:10.1002/asna.200510442
- ^ a b c d e f g h i j k Wolter, U.; et al. (2014-10), “Masses and activity of AB Doradus B a/b. The age of the AB Dor quadruple system revisited”, Astronomy and Astrophysics 570: A95, Bibcode: 2014A&A...570A..95W, doi:10.1051/0004-6361/201424137
- ^ Rucinski, S. M. (1983-05), “Photometry of the POST T Tauri star HD 36705”, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 52: 281-287, Bibcode: 1983A&AS...52..281R
- ^ Innis, J. L.; et al. (1985), “A study of the rapidly rotating variable star HD 36705 (AB Doradus)”, Proceedings of Astronomical Society of Australia 6 (2): 156-160, Bibcode: 1985PASAu...6..156I
- ^ Minkel, J. R. (2001年12月11日). “Shimmying Star May Shed Light on Forces at Work in the Sun”. Scientific American. 2006年6月25日閲覧。
- ^ Messina, S.; et al. (2010-09), “RACE-OC project: Rotation and variability of young stellar associations within 100 pc”, Astronomy and Astrophysics 520: A15, Bibcode: 2010A&A...520A..15M, doi:10.1051/0004-6361/200913644
- ^ Järvinen, S. P.; et al. (2005-03), “Magnetic activity in the young solar analog AB Dor. Active longitudes and cycles from long-term photometry”, Astronomy and Astrophysics 432 (2): 657-664, Bibcode: 2005A&A...432..657J, doi:10.1051/0004-6361:20041998
- ^ A. C. Cameron, J.F. Donati. “Christmas Star Does the Twist”. PPARC. 2005年11月4日時点のオリジナル[リンク切れ]よりアーカイブ。2006年8月25日閲覧。
- ^ “ツイストを踊る星 かじき座AB星の自転を観測”. AstroArts (2001年12月12日). 2017年2月15日閲覧。
- ^ Sanz-Forcada, J.; Maggio, A.; Micela, G. (2003-09), “Three years in the coronal life of AB Dor. I. Plasma emission measure distributions and abundances at different activity levels”, Astronomy and Astrophysics 408: 1087-1102, Bibcode: 2003A&A...408.1087S, doi:10.1051/0004-6361:20031025
- ^ a b c “The Washington Double Star Catalog: 00-06 hour section”. USNO. 2017年2月16日閲覧。
- ^ a b Azuyal, R.; et al. (2015-06), “Dynamical masses of the low-mass stellar binary AB Doradus B”, Astronomy and Astrophysics 578: A16, Bibcode: 2015A&A...578A..16A, doi:10.1051/0004-6361/201525704
- ^ Rossiter, R. A. (1937), “New Southern Double Stars (First List) found at the Lamont-Hussey Observatory of the University of Michigan, Bloemfontein”, Memoirs of the Royal Astronomical Society 65: 27, Bibcode: 1937MmRAS..65...27R
- ^ Janson, M.; et al. (2007-02), “Improved age constraints for the AB Doradus quadruple system. The binary nature of AB Doradus B”, Astronomy and Astrophysics 462 (2): 615-620, Bibcode: 2007A&A...462..615J, doi:10.1051/0004-6361:20066208
- ^ a b c “Back on Track - New Technique for Observing Faint Companions”. ESO (2007年6月19日). 2017年2月16日閲覧。
- ^ a b Thatte, Niranjan; et al. (2007-07), “Very high contrast integral field spectroscopy of AB Doradus C: 9-mag contrast at 0.2arcsec without a coronagraph using spectral deconvolution”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 378 (4): 1229-1236, Bibcode: 2007MNRAS.378.1229T, doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11717.x
- かじき座AB星のページへのリンク
