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 ケイ酸塩結晶の形成を示す、EX Lupi の周囲の円盤のアーティストによるイラスト | |
| 観測データ エポックJ2000.0 春分J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | ループス |
| 赤経 | 16時間03分05.491秒[1] |
| 偏角 | −40° 18′ 25.43″ [1] |
| 特徴 | |
| 進化段階 | 前主系列[2] |
| スペクトル型 | M0 [3] |
| 変数型 | YYオリ[4] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −0.9 ± 0.1 [2] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: −10.157 mas /年[1] 12 月: −22.531 mas /年[1] |
| 視差（π） | 6.4634 ± 0.0150 マス[1] |
| 距離 | 505 ± 1 光年 (154.7 ± 0.4 pc ) |
| 詳細 | |
| 質量 | 0.6 [2] メートル☉ |
| 半径 | 1.6 [2 ] R☉ |
| 明るさ | 1.23 ± 0.53 [3 ] L☉ |
| 温度 | 3,850 ± 177 [3] K |
| 回転速度( v sin i ) | 4.4 ± 2.0 [5] km/s |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
EX ルピは、南の星座おおかみ座にある若い単独のT 型星[2] である。不規則変光星[8]であり、EXors と名付けられた若い低質量の噴出星の原型であり[2] 、 EX ルピはこの天体の変光星の名称である。活動レベルが最小のとき、EX ルピはM0 矮星型の古典的な T 型星に似ている。[9]この星は緯度が低く、赤緯が -40° であるため、北の観測者には観測が困難である。[9]視差測定に基づくと、太陽から約 505光年の距離にある 。[1]この星は、星形成領域であるおおかみ座雲複合体の隙間の隣にある。[10]
1944年、ハーバード天文台のエディス・M・ヤンセンは、1929年4月11日に撮影された写真乾板に明るい線が映っている恒星のスペクトルに気づいたが、1928年7月13日のスペクトルではこれらの線が消えていた。この恒星は最大時より2等級暗いだけだったため、新星ではないと判断された。その後、 DB・マクローリンは1893年まで遡ってこの天体の研究を行い、1901年、1914年、1925年、1929年、1934年にも爆発的な増加があったことを発見した。そのたびに明るさが約2等級増加し、その後1～2年続くより小さく不規則な変動が続き、その後13.2等級でほぼ一定の最小値に戻った。[7]現在EX Lupiと名付けられているこの不規則変光星のスペクトルをジョージ・ハービッグが1950年に研究し、星雲に関連する他の輝線星と類似していることを発見した。[11]
次に観測された爆発は1955年から1957年の間に起こり、AFジョーンズによって追跡された。ピーク等級は8.4に達し、その約300日後に二次的な増光が続いた。[9] 1980年代の静穏期の後、1994年3月に別の爆発的な爆発が観測された。 [8]ピーク等級は4月30日と5月14日の両日で11.5に達した。 [9]その原因は、T-タウリ星に落下する物質が運動エネルギーを放出する質量集積イベントの結果であると理解された。これにより、星からの光出力を支配する高温の放射領域が生成される。多くの放射線はP Cygniの逆プロファイルを示しており、落下する物質から来ていることを示している。スペクトルの吸収線は赤方偏移を示し、速度が100万分の1であることを示す。300 km/s [ 8]
EX Lupi の大規模な爆発は 2008 年 1 月に始まり、[13] 2 月に最大視等級 8 に達しました。[14] 7 か月間、光学的に 5 等級明るくなりました。[15]爆発中の恒星周縁ディスクの赤外線観測では、フォルステライトの強い兆候を含む結晶性ケイ酸塩のスペクトル特性が示されました。この特性は、彗星や一部の原始惑星系円盤で見られる特性と似ています。ディスクの温度は、主に700 K、半径 の恒星周縁部に塵のない内孔があることを示している。0.2 AU。[14]ディスクは少なくとも150 AU。恒星の静止時には、波長150 AUの赤外線珪酸塩の特徴が10μmのものは、オリビンと輝石の非晶質ケイ酸塩として説明できる。[2]
星周円盤からの物質は、降着柱によって恒星に降着している。[5]この柱は、この恒星で観測される7.417日の視線速度変化の原因である可能性がある。EX Lupiは、典型的な推定速度で質量を降着している。3.6 × 10 −8 M ☉ ·yr −1、最大で ピークバースト時には10 −7 M ☉ ·yr −1である。 [3]バーストの合間には、星の集積率の変動により、1～2等級の中程度の変動が起こる。[5]
参照
参考文献
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- ^ abc Sicilia-Aguilar, Aurora; et al. (2015年8月)、「静止期のEX Lupiの降着ダイナミクス。恒星、斑点、降着柱」、Astronomy & Astrophysics、580 :33、arXiv : 1505.08011、Bibcode :2015A&A...580A..82S、doi :10.1051/0004-6361/201525970、S2CID 54725281、A82。
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- ^ ab McLaughlin, Dean B. (1946年11月)、「新星のような変光星HV 11976」、天文学ジャーナル、52 :109、Bibcode :1946AJ.....52..109M、doi : 10.1086/105935。
- ^ abc Lehmann, T.; et al. (1995年8月)、「1994年のTタウリ星EX LUPIの爆発」、天文学と天体物理学、300：L9、arXiv：astro-ph/9506066、Bibcode：1995A&A...300L...9L。
- ^ abcd Herbig, GH; et al. (2001年12月)、「EX Lupi の 1993-1994 年の活動」、The Publications of the Astronomical Society of the Pacific、113 (790): 1547–1553、Bibcode :2001PASP..113.1547H、doi :10.1086/324420、S2CID 121272736。
- ^ Herbig, GH (2007年6月)、「EX Lupi: History and Spectroscopy」、The Astronomical Journal、133 (6): 2679–2683、Bibcode :2007AJ....133.2679H、doi : 10.1086/517494、S2CID 54092631。
- ^ Herbig, George H. (1950年10月)、「5つの不規則変光星のスペクトル」、Publications of the Astronomical Society of the Pacific、62 (367): 211、Bibcode :1950PASP...62..211H、doi : 10.1086/126276、S2CID 123120946。
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さらに読む
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