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へびつかい座51番星

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』
へびつかい座51番星
51 Ophiuchi
仮符号・別名 へびつかい座c星
星座 へびつかい座
見かけの等級 (mv) 4.81[1]
位置
元期:J2000.0
赤経 (RA, α)  17h 31m 24.9538710166s[2]
赤緯 (Dec, δ) −23° 57′ 45.514802684″[2]
視線速度 (Rv) -11.4 km/s[2]
固有運動 (μ) 赤経: 0.860 ミリ秒/年[2]
赤緯: -25.627 ミリ秒/年[2]
年周視差 (π) 7.9538 ± 0.1047ミリ秒[2]
（誤差1.3%）
距離 401 光年[注 1]
（123 pc[3]）
へびつかい座51番星の位置（○印）
物理的性質
半径 5.66 ± 0.23 R☉[4]
質量 3.3 ± 0.1 M☉[4]
表面重力 (log g) 3.57 cgs[5]
自転速度 267 ± 5 km/s[6]
スペクトル分類 B9.5[6] - A0[7]
光度 312.3+62.3
−72.0 L☉[5]
有効温度 (Teff) 10,250 K[5]
色指数 (B-V) 0.00[1]
色指数 (U-B) -0.06[1]
金属量 0.10 ± 0.10[5]
年齢 7 +4
−5 ×105 年[5]
他のカタログでの名称
CD-23 13412, HD 158643, HIP 85755, HR 6519, NSV 9037, SAO 185470[2]
■Template （■ノート ■解説） ■Project

へびつかい座51番星（へびつかいざ51ばんせい、51 Ophiuchi、51 Oph）あるいはへびつかい座c星は、へびつかい座の方向に太陽からおよそ410光年の距離にある恒星である[3][注 1]。見かけの等級は4.81と、肉眼でみえる明るさである[1]。へびつかい座51番星は、非常に若い早期型星で、その周りには、星周塵とガスからなる星周円盤が形成され、赤外超過が検出されている[8][9]。

特徴

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星周構造

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へびつかい座51番星の星周円盤の想像図。小天体の衝突が起きている若い原始惑星系と予想される。出典: NASA / JPL-Caltech / T. Pyle (SSC)[8]

へびつかい座51番星は、赤外線天文衛星IRASの観測から、顕著な赤外超過があることがわかっている[10][11]。赤外超過は、近赤外線から中間赤外線にかけて強く、中間赤外の10ミクロンにおける放射は、非晶質ケイ酸塩粒子の放射とよく合っており、星周塵が存在し赤外線を放射していると考えられる[12][9]。一方で、遠赤外線での連続光放射は非常に弱く、低温の星周塵粒子が少ない、薄く平坦な星周円盤を形成していると予想されている[13][9]。赤外線スペクトルでは一酸化炭素、二酸化炭素、水などの分子輝線も多数検出され、ガスが存在するため残骸円盤としては若いと考えられる[14][15]。低温の中性炭素原子も検出されていて、中性炭素原子は寿命がとても短いため、検出されるには継続的に原子が供給される必要があり、このことは星周空間で蒸発する天体が存在することを示唆する[16][14]。

また、へびつかい座51番星の星周円盤は、単一の成分では説明できないことがわかっている[15]。へびつかい座51番星からは、水素のバルマー線（Hα）のスペクトルが、二重の頂点を持つ輝線として検出され、水素ガスがケプラー回転していることが示される[13][15]。近赤外線スペクトルで、一酸化炭素分子帯の頭が鋭い輝線を発していることも、高温の分子ガスが円盤状に分布していることを示唆する[17]。更に、星間物質によるものとは異なる、細い吸収線も検出されており、これらのことを総合すると、星周塵が昇華する中心星近傍に、赤外超過の原因となったものとは異なる、ガスでできた円盤が存在すると考えられる[17][15]。一酸化炭素輝線の輪郭からケプラー回転を分析すると、ガス円盤は傾斜角が80°以上、ほぼ真横（エッジオン）に向いているとみられる[15]

紫外線スペクトルでは、窒素、酸素、鉄、炭素、ケイ素、アルミニウムといった原子の吸収線が観測され、そのドップラー偏移から、これらの原子ガスが中心星へ向かって落下していることも確認されている[18][19]。これらの原子のうち、電離しているものの一部は、高エネルギー粒子との衝突で電離しているとみられる[18][19]。

へびつかい座51番星の星周円盤は、様々な点でがか座β星の星周円盤と似ており、同じような進化段階の天体と考える説がある[14][19][18]。ただし、バルマー輝線が検出されていることや、中心星から遠い星周塵による遠赤外線放射が欠けているなど、相違点もある[14][4]。

星の分類

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へびつかい座51番星は、B9.5に分類されるB型輝線星（Be星）であるというのが通説だが、光度階級については主系列星でなく巨星や準巨星に位置づける例もあり、またA0型に分類されることもある[6][14][9][20][7]。Be星としては、IRASの観測対象となった101のBe星のうち、星周塵による赤外超過があるとはっきりした唯一の星であり、一般的な晩期B型星に比べると、中間赤外線での赤外超過が10倍も強いなど、特殊性の高い星である[10][11]。残骸円盤が存在し、自転速度は約267km/s以上と星の形を維持できる限界に近い高速であるので、非常に若い星だと考えられ、年齢は70万年程度と見積もられている[6][4][5]。スペクトル型と年齢から、へびつかい座51番星はハービッグAe/Be型星とされることが多いが、異論もある[21][4]。星周円盤の特徴は、がか座β星のそれと多くの点で類似し、がか座β星と同種の星であると考える天文学者も少なくない[15][9]。また、星の近くに大質量のガス円盤が存在することは、古典的Be星に近い星であることを示唆しており、更には赤外線放射から径の大きい塵粒子が少ないことが示され、これはベガ型星の塵円盤と似ていることから、へびつかい座51番星の分類については意見が分かれ、定まっていない[4][14]。また、残骸円盤は星周塵と高温の分子ガスが共存するものとなっており、これは若い星にはめったにみられず、むしろ漸近巨星枝星によくみられるものであり、へびつかい座51番星の進化段階に疑問が呈される一因となっている[14]。

へびつかい座51番星は、質量が太陽の3倍から4倍、半径は干渉計による観測で直接的に推定した結果、極方向が太陽の5.7倍と求まり、これは同じスペクトル型の主系列星の半径と比べると倍以上大きいことになる[4]。

ベンジャミン・グールドは、へびつかい座51番星が変光星ではないかと疑ったが、変光星総合カタログでは、へびつかい座51番星の変光範囲は示されているものの、確定した変光星ではなく変光星候補のままである[22][20]。

名称

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中国ではへびつかい座51番星は、黄道を開閉する鍵と解釈される天籥（拼音: Tiān Yuè）という星官を、へびつかい座63番星（英語版）、へびつかい座58番星（英語版）、いて座2番星、へびつかい座52番星（スウェーデン語版）、いて座X星（英語版）などと共に形成する[23][24]。へびつかい座51番星自身は、天籥六（拼音: Tiān Yuè liù）すなわち天籥の6番星と呼ばれる[24]。

脚注

[編集]

注釈

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  1. ^ a b 距離（光年）は、距離（パーセク）× 3.26 により計算。

出典

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  1. ^ a b c d Hoffleit, D.; Warren, W. H., Jr. (1995-11), “Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed.”, VizieR On-line Data Catalog: V/50, Bibcode: 1995yCat.5050....0H 
  2. ^ a b c d e f g “c Oph -- Be Star”. SIMBAD. CDS. 2023年6月23日閲覧。
  3. ^ a b Gaia Collaboration; et al. (2018-08), “Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties”, Astronomy & Astrophysics 616: A1, Bibcode: 2018A&A...616A...1G, doi:10.1051/0004-6361/201833051 
  4. ^ a b c d e f g Jamialahmadi, N.; et al. (2015-07), “The peculiar fast-rotating star 51 Ophiuchi probed by VEGA/CHARA”, Astronomy & Astrophysics 579: A81, Bibcode: 2015A&A...579A..81J, doi:10.1051/0004-6361/201425473 
  5. ^ a b c d e f Montesinos, B.; et al. (2009-03), “Parameters of Herbig Ae/Be and Vega-type stars”, Astronomy & Astrophysics 495 (3): 901-917, Bibcode: 2009A&A...495..901M, doi:10.1051/0004-6361:200810623 
  6. ^ a b c d Dunkin, S. K.; Barlow, M. J.; Ryan, Sean G. (1997-04), “High-resolution spectroscopy of Vega-like stars - I. Effective temperatures, gravities and photospheric abundances”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 286 (3): 604-616, Bibcode: 1997MNRAS.286..604D, doi:10.1093/mnras/286.3.604 
  7. ^ a b Gray, R. O.; Corbally, C. J. (1998-11), “The Incidence of λ Boötis Stars via an Extension of the MK Spectral Classification System to Very Young A-Type Stars”, Astronomical Journal 116 (5): 2530-2535, Bibcode: 1998AJ....116.2530G, doi:10.1086/300613 
  8. ^ a b “Twin Keck Telescopes Probe Dual Dust Disks”. NASA (2009年9月24日). 2023年6月23日閲覧。
  9. ^ a b c d e Thi, W. F.; et al. (2013-09), “Nature of the gas and dust around 51 Ophiuchi. Modelling continuum and Herschel line observations”, Astronomy & Astrophysics 557: A111, Bibcode: 2013A&A...557A.111T, doi:10.1051/0004-6361/201221002 
  10. ^ a b Cote, J.; Waters, L. B. F. M. (1987-04), “IRAS observations of Be stars. I. Statistical study of the IR excess of 101 Be stars”, Astronomy & Astrophysics 176: 93-106, Bibcode: 1987A&A...176...93C 
  11. ^ a b Waters, L. B. F. M.; Cote, J.; Geballe, T. R. (1988-09), “51 Ophiuchi (B9.5Ve) : a Be star in the class of β Pictoris stars ?”, Astronomy & Astrophysics 203: 348-354, Bibcode: 1988A&A...203..348W 
  12. ^ Fajardo-Acosta, S. B.; Telesco, C. M.; Knacke, R. F. (1993-11-01), “Detection of Silicates in the 51 Ophiuchi System”, Astrophysical Journal Letters 417: L33-L36, Bibcode: 1993ApJ...417L..33F, doi:10.1086/187087 
  13. ^ a b Dunkin, S. K.; Barlow, M. J.; Ryan, Sean G. (1997-04), “High-resolution spectroscopy of Vega-like stars - II. Age indicators, activity and circumstellar gas”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 290 (1): 165-185, Bibcode: 1997MNRAS.290..165D, doi:10.1093/mnras/290.1.165 
  14. ^ a b c d e f g van den Ancker, M. E.; et al. (2001-04-15), “The composition of circumstellar gas and dust in 51 Oph”, Astronomy & Astrophysics: L17-L21, Bibcode: 2001A&A...369L..17V, doi:10.1051/0004-6361:20010245 
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  17. ^ a b Tatulli, E.; et al. (2008-10), “Spatially resolving the hot CO around the young Be star 51 Ophiuchi”, Astronomy & Astrophysics 489 (3): 1151-1155, Bibcode: 2008A&A...489.1151T, doi:10.1051/0004-6361:200809627 
  18. ^ a b c Grady, C. A.; Silvis, J. M. S. (1993-01), “The Circumstellar Gas Surrounding 51 Ophiuchi: A Candidate Proto — Planetary System Similar to β Pictoris”, Astrophysical Journal Letters 402: L61-L64, Bibcode: 1993ApJ...402L..61G, doi:10.1086/186700 
  19. ^ a b c Roberge, A.; et al. (2002-03), “Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Observations of Possible Infalling Planetesimals in the 51 Ophiuchi Circumstellar Disk”, Astrophysical Journal 568 (1): 343-351, Bibcode: 2002ApJ...568..343R, doi:10.1086/338877 
  20. ^ a b Samus, N. N.; et al. (2009-01), “General Catalogue of Variable Stars”, VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs, Bibcode: 2009yCat....102025S 
  21. ^ Berthoud, M. G.; et al. (2007-05), “Near-IR CO Overtone Emission in 51 Ophiuchi”, Astrophysical Journal 660 (1): 461-468, Bibcode: 2007ApJ...660..461B, doi:10.1086/512056 
  22. ^ Gould, Benjamin Apthorp (1879), “Uranometria Argentina : brillantez y posicion de las estrellas fijas, hasta la septima magnitud, comprendidas dentro de cien grados del polo austral : con atlas”, Resultados del Observatorio Nacional Argentino en Cordoba 1: 128-342, Bibcode: 1879RNAO....1.....G 
  23. ^ “中國古代的星象系統 (63)： 斗宿天區” (中国語). AEEA 天文教育資訊網. 國立自然科學博物館 (2006年7月2日). 2023年6月24日閲覧。
  24. ^ a b Wylie, Alexander (1897). “Part III.—Scientific”. Chinese researches. Shanghai. pp. 129-134. https://archive.org/details/in.ernet.dli.2015.279856 

関連項目

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外部リンク

[編集]

座標: 星図 17h 31m 24.9538710166s, −23° 57′ 45.514802684″

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