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| 観測データ エポックJ2000.0 春分J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | ケンタウルス |
| 赤経 | 14時間41分57.59068秒[1] |
| 偏角 | −37° 47′ 36.5940″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | +4.01 [2] |
| 特徴 | |
| 進化段階 | 主系列 |
| スペクトル型 | B3V [3] |
| B−V色指数 | −0.157 ± 0.002 [2] |
| 変数型 | 定数[4] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | +2.6 ± 1.5 [2] km/s |
| 固有運動（μ） | ラ: −29.828 ± 0.369 [5] マス/年 12 月: −31.914 ± 0.518 [5] マス/年 |
| 視差（π） | 10.0339 ± 0.3143 マス[5] |
| 距離 | 330 ± 10 光年 (100 ± 3 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | −1.07 [2] |
| 詳細 | |
| 質量 | 5–6 [6] 男性☉ |
| 半径 | 2.93 ± 0.12 [7 ] R☉ |
| 明るさ | 637.01 [2] L ☉ |
| 表面重力（log g） | 4.23 ± 0.03 [7] cgs |
| 温度 | 18,310 ± 320 [6] K |
| 回転速度( v sin i ) | 129 [8] km/s |
| 年 | 15 ± 2 [6] ミル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
HD 129116は、ケンタウルス座の北東部、メンケントの東にある連星です。バイエル名ではb Centauriとして知られていますが、ヘンリー・ドレイパー・カタログではHD 129116が星の識別番号です。この天体は青白色で、肉眼でかすかに見え、見かけの視等級は +4.01 です。[2]視差に基づくと、太陽から約 325光年(100パーセク) [5]の距離にあり 、絶対等級は -1.07 です。[2]
主星はB型高温星で、スペクトル型はB3V、質量は太陽質量の5～6倍である。副星は、太陽質量の最大4.4倍で、約 1AU離れた近傍の伴星である。2021年には、約560AUの距離でこの2つの恒星（周連星系惑星）を周回する巨大な太陽系外惑星が直接撮影によって発見された。 [6]
星系
これは若い恒星系で、太陽に最も近いOB星系であるさそり座-ケンタウルス座連星の上部ケンタウルス-おおかみ座サブグループに属しています。これは、共通の起源と運動を持つ恒星の連星です。 [10]ケンタウルス座b星が位置する上部ケンタウルス-おおかみ座内の領域は、1500万年という均一な年齢を持っているようで、したがって、これがこの系の年齢です（約200万年の不確実性があります）。[6]ガイア宇宙船によって測定された恒星視差から、ケンタウルス座b星は325光年（100 パーセク）の距離にあります 。 [5]二次星が視差測定に干渉する可能性があるため、この距離の値は完全に正確ではない可能性があることが指摘されています。いずれにせよ、ケンタウルス座b星は、地球から見ると、さそり座-ケンタウルス座連星の近い側に位置しているようで、これは連星の平均と比較して高い固有運動によっても示されています。 [6]
主星であるbケンタウリAは、B型主系列星で、恒星分類はB3V [3]であり、エネルギーを生成するために中心核の 水素核融合を行っていることを示しています。この天体は、いくつかの測光システムで「標準星」として使用されており、変動がないように見えます。[4]自転速度が高く、投影された自転速度は129 km/sです。[8]この星は、太陽の5〜6倍[6] の質量と、太陽の2.9倍[7]の半径を持っています。有効温度18,445 Kで、光球から太陽の637倍[2]の明るさを放射しています。[7]
1968年に主星の視線速度が変動することが発見され、これはこの系に2つ目の星が存在する証拠となったが、軌道は公表されなかった。[11]副星bケンタウリBの存在は、2010年に干渉計観測によって確認され、9.22 mas、または系の距離で約1.0 AUである。 [12]両星の等級差は1.06であり、[12]そこから伴星の質量は4.4 M ☉と計算される。しかし、この等級差の値は不確実である。単一の観測に基づいており、検出が機器の性能限界に近いため、質量4.4 M ☉は上限の推定値であると考えられる。[6]すべての不確実性を考慮すると、系全体の質量は6～10 M ☉と推定される。[6]
惑星系
bケンタウリ系はBEAST調査に含まれており、超大型望遠鏡のSPHERE装置を使用して、さそり座・ケンタウリ座連星のB型恒星の周りの惑星を探索する。SPHEREは、恒星からの光を遮断し、その周りの太陽系外惑星を直接撮影できる高度なコロナグラフを備えている。[13] 2019年に行われたこの系の最初の観測では、この天体はケンタウルスb座と5.3秒角の距離にあり、赤外線の色は巨大惑星と一致する。2021年の2回目の観測では、この天体がbケンタウルスと固有運動が共通しており、したがって物理的にこの系に結びついていることが確認された。 [6]この研究の著者らは、bケンタウルスに関する古い観測も調べたところ、この惑星は2000年にESO 3.6m望遠鏡で撮影されていたが、当時は背景の星だと考えられていたことを発見した。 [6] [14]主星の質量が5～ 6M ☉、系全体の質量が6～10M ☉であるbケンタウルスb座は、周囲に惑星が発見された最も質量の大きい系である。これまで、惑星が発見された最も質量の大きい恒星は3M ☉だった。この発見は2021年12月に科学誌ネイチャーに掲載され、ストックホルム大学の天文学者マルクス・ヤンソンが主導した。[6]
bケンタウリ（AB）b（略して「bケンタウリ（AB）b」）と名付けられたこの惑星は、 2つの恒星の周りを公転する周連星系惑星で、推定距離は560 AU。3回の観測で、惑星が中心星の周りを公転している証拠が示されたが、軌道はまだ十分に制限されていない。データは、公転周期が2650年から7170年、傾斜角が128度から157度、離心率が0.4未満であることと一致している。[6]
SPHEREの画像は、惑星が太陽の約0.01％の光度を持っていることを示し、これは最近形成された名残である。この光度とシステムの年齢から、冷却モデルは、その質量が木星の約11倍であると予測している。b Cen (AB)bと中心連星の質量比は0.10〜0.17％で、これは太陽-木星系と似ており、より質量の大きい恒星にはより質量の大きい惑星がある傾向があるという予想と一致している。[6]
b ケンタウリ (AB)b の形成メカニズムは不明です。ほとんどの巨大惑星は、核集積によって形成されると考えられています。核集積では、岩石の核が臨界質量まで成長した後、周囲の恒星周円盤のガスを急速に集積し始めます。このメカニズムでは、b ケンタウリ (AB)b を説明できません。核集積は恒星からの距離が遠いほど効率が悪くなり、b ケンタウリ A のような大質量の恒星は円盤の散逸をはるかに早めるからです。重力不安定性と呼ばれるメカニズムによって、惑星が恒星周ガスから直接形成された可能性の方が高いです。このプロセスは核集積よりもはるかに速く、数百天文単位離れていても作用する可能性があります。もう一つの可能性としては、惑星が中心星の近くで形成され、その後他の天体との相互作用によって現在の軌道に放出されたというものもあるが、この系に他の惑星が存在する証拠がないことと、b Cen (AB)bの離心率が低いことから、この可能性は低い。[6]
b Cen (AB)b の発見は、大質量星の周りでも惑星が存在する可能性があることを示した。これまでの研究では、惑星の発生率は 2 M ☉を超える星では低下し始め、3 M ☉ の星ではほぼゼロになることが示されていたが、この結果は視線速度法で検出できる近距離の惑星にのみ当てはまる。b Cen (AB)b の発見は、大質量星の周りの恒星周縁円盤の寿命が短いため、惑星が恒星に近づくことはできないが、b Cen (AB)b のような遠距離の惑星が存在する可能性があることを示唆している。[6]
参考文献
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外部リンク
- 「ESOの望遠鏡がこれまでで最も質量の大きい恒星のペアを周回する惑星を撮影」。ヨーロッパ南天天文台。2021年12月8日。 2021年12月8日閲覧。