ヒアデス星団

ヒアデス星団
ヒアデス星団の写真
観測データ（J2000.0エポック）
赤経	4時間27分
偏角	+15° 52′
距離	153光年（47パーセント[1] [2] [3] [4]）
見かけの等級 （V）	0.5
見かけの寸法（V）	330フィート
身体的特徴
質量	400 メートル☉
半径	10光年（コア半径）
推定年齢	6億2500万年
最も近い散開星団
その他の指定	コールドウェル41、Cr 50、メル25
協会
星座	おうし座
参照:散開星団、散開星団の一覧

ヒアデス星団（/ ˈ h aɪ . ə d iː z /、ギリシャ語ではὙάδες、Caldwell 41、Colinder 50、Melotte 25としても知られる）は、太陽に最も近い散開星団であり、最もよく研​​究されている星団の1つです。太陽から約153光年（47パーセク）^{[1] [2] [3] [4]}離れており、年齢、起源、化学的特徴、宇宙での運動を共有する数百の恒星の大まかな球形のグループで構成されています。^{[1] [5]}地球上の観測者から見ると、ヒアデス星団はおうし座に見え、最も明るい恒星はさらに明るいアルデバランとともに「V」字型を形成します。しかし、アルデバランは地球に非常に近い位置（65 光年）にあり、たまたま同じ視線上にあるだけなので、ヒアデス星団とは無関係です。

ヒアデス星団の最も明るい5つの恒星は、中心部の水素燃料を消費し、現在、巨星へと進化している。^[6]これらのうち、バイエル名でガンマ、デルタ1、イプシロン、シータ・タウリの4つの恒星は、伝統的に牡牛座の頭とされる星座を形成している。 ^[6]これらの5番目の恒星はシータ^{1・タウリで、より明るいシータ2}・タウリの肉眼で近い伴星である。アイン（「雄牛の目」）として知られるイプシロン・タウリには、ガス巨星系外惑星候補があり、^[7]散開星団で発見された最初の惑星である。

ヒアデス星団の年齢は約6億2500万年と推定されている。^[1]星団の中心部は星が最も密集しており、半径は8.8光年（2.7パーセク）である。また、星団の潮汐半径（周囲の天の川銀河の重力の影響をより強く受ける部分）は33光年（10パーセク）である。^[1]しかし、確認されている星団メンバーの約3分の1は後者の境界よりはるかに外側、星団の拡張ハロー内で観測されており、これらの星はおそらくその重力の影響から逃れている途中である。^[1]

星団は太陽に十分近いため、地球が太陽の周りを回るときに星団を構成する恒星の視差の量を観測することで、その距離を直接測定できます。この測定は、ヒッパルコス衛星とハッブル宇宙望遠鏡を使用して非常に正確に実行されました。距離を計算する別の方法は、星団を構成する恒星をその種類の恒星の標準化された赤外線色等級図に当てはめ、その結果得られたデータを使用して恒星の固有の明るさを推測することです。このデータを地球から見た恒星の明るさと比較することで、星団の距離を推定できます。どちらの方法でも、星団の中心までの距離は 153 光年 (47 パーセク) と推定されています。^{[1] [2] [3] [4]}これらの独立した測定値が一致しているという事実により、ヒアデス星団は、銀河系外天体の距離を推定するための宇宙距離ラダー法の重要な一段となっています。 ^[要出典]

ヒアデス星団の恒星は、太陽や太陽系近傍の他の普通の恒星より​​も重い元素に富んでおり、星団全体の金属量は+0.14と測定されています。^[1]ヒアデス星団は、太陽の近くにある他の恒星群と関連があります。その年齢、金属量、固有運動は、より大きくて遠いプレセペ星団と一致しており、^[8]両方の星団の軌道は同じ空間領域まで遡ることができ、共通の起源を示しています。^[9]もう一つの関連星は、ヒアデス星団と同様の軌道を共有する散在する星の大きな集まりであるヒアデス流です。最近の研究結果によると、ヒアデス流の少なくとも15％の星は、ヒアデス星団の星と同じ化学的指紋を共有しています。^[10]しかし、ヒアデス流の約85％の星は、年齢と金属量が異なるという理由で、元の星団とはまったく無関係であることが示されています。これらの共通の動きは、天の川銀河の中心にある巨大な回転棒の潮汐効果によるものと考えられている。^[11]ヒアデス流の残りのメンバーのうち、太陽系外惑星のホスト星であるイオタ・ホロロギは、原始的なヒアデス星団から逃げ出したメンバーであると最近提案された。^[12]

ヒアデス星団は、澄んだ暗い空の下では肉眼で簡単に見える、プレアデス星団やおおぐま座という 他の2つの近くの恒星群とは無関係です。

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  ヒアデス星団の星図
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  太陽から 100 パーセク以内の恒星の地図。ヒアデス星団は銀河経度180° にあります。

2018年に行われたヒアデス星団のガイアDR1研究では、138個の中心星の空間速度に基づいて、(U、V、W)群速度が(-41.92 ± 0.16、-19.35 ± 0.13、-1.11 ± 0.11) km/秒であると決定されました。^[13]

2019年のGaia DR2研究では、(U、V、W)群速度は(-42.24、-19.00、-1.48)km/秒と判明しており、2018年のDR1の導出結果と非常によく一致している。^[14]

2019年の別のDR2研究では、ヒアデス星団本体の3Dトポロジーと速度を30パーセクまでマッピングすることに焦点を当て、恒星下のメンバーも含めました。彼らは10個の褐色矮星と17個の白色矮星を含む1764個のメンバー候補を特定しました。白色矮星には9個の単独星と4個の連星系が含まれていました。^[15]

Gaia EDR3を使用した2022年のヒアデス星団研究では、(U、V、W)群速度が(-42.11±6.50、- 19.09±4.37、-1.32±0.44)km/秒と算出され、これもDR1およびDR2の研究結果とほぼ一致しました。^[16]

ヒアデス星団は、もうひとつの目を引く散開星団であるプレアデス星団とともに、数千年にわたって知られている 黄道の黄金の門を形成しています。

ギリシャ神話では、ヒュアデスはアトラスの5人の娘であり、プレアデスの異母姉妹である。兄弟のヒアスの死後、泣く姉妹は星団に変身し、その後雨と関連付けられるようになった。^[17]

ヒアデス星団は、肉眼で見える天体として、先史時代から知られていました。ホメロスからオウィディウスまで、数多くの古典作家によって言及されています。^[18]イリアスの第18巻では、ヒアデス星団の星々が、プレアデス、おおぐま座、オリオン座とともに、ヘパイストス神がアキレスのために作った盾に描かれています。^[19]

イギリスでは、この群落は、民謡「Green Grow the Rushes, O」に歌われているように、4月の雨との関連から「April Rainers」として知られていました。

この星団は、おそらく1654年にジョヴァンニ・バッティスタ・オディエルナによって初めてカタログ化され、その後17世紀と18世紀の多くの星図鑑に掲載されました。^[18]しかし、シャルル・メシエは1781年の深宇宙天体のカタログにヒアデス星団を含めませんでした。^{[18]そのため、} M44（プレアデス）、M45（プレアデス）、M67などの他の多くのより遠方の散開星団とは異なり、メシエ番号がありません。

1869年、天文学者RAプロクターは、ヒアデス星団から遠く離れた多くの星が宇宙空間で同じような動きをしていることを観測しました。^[20] 1908年、ルイス・ボスは、この前提を裏付けるために約25年間の観測結果を報告し、彼がタウルス流（現在ではヒアデス流またはヒアデス超銀河団として一般的に知られています）と名付けた共動する星団の存在を主張しました。ボスは、散らばった星々の動きを共通の収束点まで遡って追跡した図を発表しました。^[21]

1920年代までに、ヒアデス星団はプレセペ星団と共通の起源を持つという考えが広まり、^[22]ルドルフ・クライン＝ヴァシンクは1927年に、この2つの星団は「おそらく宇宙的に関連している」と指摘した。^[23] 20世紀の大半、ヒアデス星団の科学的研究は、その距離の決定、進化のモデル化、候補星の確認または却下、個々の星の特徴付けに重点が置かれていた。

すべての星は星団として形成されるが、ほとんどの星団は星形成が終了してから5000万年も経たないうちに崩壊する。^[24]この過程は天文学用語で「蒸発」と呼ばれる。銀河中心から遠く離れた軌道を回る極めて質量の大きい星団だけが、長期間にわたって蒸発を回避できる。^[25]そのような生き残りの一つであるヒアデス星団は、おそらくその初期にははるかに大きな星団を含んでいた。その元の質量は太陽質量（M _☉）の800～1,600倍と推定されており、個々の星の数はそれよりも多いことを示唆している。^{[26] [27]}

理論によれば、この大きさの若い星団は、巨大で高温のO型星から暗い褐色矮星まで、あらゆるスペクトル型の恒星や恒星下天体を生み出すはずである。^[27]しかし、ヒアデス星団の研究では、質量の両極端において恒星が不足していることが示されている。^{[5] [28]} 6億2500万年経過した時点で、この星団の主系列のターンオフは約230 万_光年であり、これはより重い恒星がすべて準巨星、巨星、または白色矮星に進化し、より質量の小さい恒星は主系列で水素の融合を続けていることを意味する。^[26]大規模な調査により、星団の中心核には合計8つの白色矮星があることが明らかになっており、^{[29]これは、元々のB型星（それぞれ約300}万_光年）の最終進化段階に対応している 。^[26]以前の進化段階は、現在、星団の4つの赤色巨星によって表されている。これらの現在のスペクトル型は K0 III であるが、実際はすべて約 2.5  M _☉の「退役した A 型星」である。^{[7] [30] [31]} A7 III 型のもう 1 つの「白色巨星」は、スペクトル型 A のより質量の小さい伴星を含む連星系であるθ ² Tauriの主星である。このペアは、同じく A 型の連星伴星を持つ 4 つの赤色巨星の 1 つであるθ ¹ Tauriと視覚的に関連付けられている。 ^{[30] [32]}

確認されている星団メンバーの残りの集団には、スペクトル型A（少なくとも21）、F（約60）、G（約50）の多数の明るい星が含まれています。^{[1] [28]}これらのすべての星型は、地球の同等の半径10パーセク内よりも、ヒアデス星団の潮汐半径内にはるかに密集しています。比較すると、私たちの地元の10パーセクの球面には、4つのA星、6つのF星、21のG星しかありません。^[33]

ヒアデス星団の低質量星（スペクトル型K型およびM型）については、近接性と長期にわたる観測にもかかわらず、よくわかっていません。少なくとも48個のK型矮星が確認されており、スペクトル型M0-M2のM型矮星も12個ほどあります。 ^{[1] [28] [34]}過去には、さらにM型矮星の存在が提案されています。^[35]この質量範囲の下限での不足は、太陽系から10パーセク以内の星の分布とは大きく対照的です。太陽系から10パーセク以内の星の分布には、少なくとも239個のM型矮星が知られており、近隣の星の約76%を占めています。^{[33]最近の研究では、より多くの低質量星が発見されています。これは、対象を絞った探索[5] [36]と}固有運動探索の改善によるものです。^{[37] [38] [39]}現在、ヒアデス星団のメンバーまたはその候補メンバーとして報告されているのは、約35個のL型（7 ^{[36] [40]} +1 ^{[ 37]} +8 [41] +6 ^{[38] +3 [42] +4 [} 43 ^] +3 [ 42] ^[44] +3 ^[39]）および15個のT型（2 ^[5] +1 ^[45] +3 ^[38] +1 ^[42] +4 ^[43] +4 ^[46]）の褐色矮星である。一方、Gaia DR2では、30パーセク以内の710個の星団メンバーの特定が可能で、その中には推定質量が60～80 M _Jの候補メンバーが23個含まれている。^[47]

ヒアデス星団で観測された恒星の種類の分布は、質量分離の歴史を示している。白色矮星を除いて、星団の中心2パーセク（6.5光年）には、少なくとも1  M _☉の恒星系のみが含まれている。^[1]この重い恒星の密集により、明るい高密度の恒星系で定義されるコアと、後のスペクトル型が一般的で、より離れた恒星で構成されるハローという、ヒアデス星団の全体的な構造が作られている。コアの半径は2.7パーセク（8.8光年、太陽とシリウスの間の距離よりわずかに大きい）で、星団の質量の半分が含まれる半質量半径は5.7パーセク（19光年）である。10パーセク（33光年）の潮汐半径は、ヒアデス星団の平均的な外側の限界を表し、これを超えると恒星が重力で星団のコアに束縛されたままでいる可能性は低い。^{[1] [26]}

星団ハローでは、より質量の大きい恒星によって小さな恒星が外側に散らばるため、恒星の蒸発が起こります。その後、銀河核によって生じる潮汐力や、漂う水素雲との衝突によって生じる衝撃によって、ハローから恒星が失われる可能性があります。^[25]このようにして、ヒアデス星団は、元のM型矮星の多くと、相当数の明るい恒星を失ったと考えられます。

質量分離のもう一つの結果は、連星系がクラスターコアに集中していることである。^{[1] [28]}既知の F 型星と G 型星の半分以上は連星であり、これらは主にこの中心領域に位置している。太陽のすぐ近隣と同様に、連星性は恒星質量の増加とともに増加する。ヒアデス星団における連星系の割合は、K 型星の 26% から A 型星の 87% に増加する。^[28]ヒアデス星団の連星は離れている傾向があり、ほとんどの連星ペアは軌道長半径が 50天文単位未満の共有軌道上にある。^[48]クラスター内の単一系と複数系の正確な比率はまだ不明であるが、この比率はクラスターの個体数を理解する上で重要な意味を持つ。例えば、ペリーマンと同僚は、約 200 の高確率ヒアデス星団メンバーを挙げている。^[1]連星の割合が 50% であれば、クラスター全体の個体数は少なくとも 300 個の個々の恒星になる。

調査によると、散開星団の90％は形成後10億年以内に消滅し、太陽系の現在の年齢（約46億年）まで生き残るのはごく一部に過ぎない。^[25]今後数億年の間に、ヒアデス星団は質量と構成員の両方を失い続けるだろう。最も明るい星は主系列から外れ、最も暗い星は星団ハローから蒸発する。最終的には、ほとんどが連星系または多重星系である12個程度の星系を含む残骸にまで縮小される可能性があり、継続的な散逸力に対して脆弱なままである。^[25]

これはヒアデス星団に属する4等星以上の星の一覧である。^[49]

ヒアデス星団の4つの恒星には太陽系外惑星が存在することが分かっている。イプシロン・タウリには木星型惑星があり、これは散開星団で発見された最初の惑星である。^[7] HD 285507にはホット・ジュピターがあり、^[50] K2-25には海王星サイズの惑星があり、^[51] K2-136には3つの惑星系がある。^[52]別の恒星HD 283869にも惑星が存在する可能性があるが、1回の通過しか検出されていないため確認されていない。^[53]

ロバート・W・チェンバース、H・P・ラヴクラフトなどの作品では、架空の都市カルコサはヒアデス星団の惑星に位置している。

2018年の考古天文学論文では、ヒアデス星団が北欧神話のラグナロクに影響を与えた可能性があると示唆されている。^[54]天文学者のドナルド・オルソンは、この研究結果に疑問を呈し、論文の天文学データに小さな誤りがあると指摘した。^[55]

• 散開星団のリスト

ウィキメディア・コモンズには、ヒアデスに関連するメディアがあります。

• 「Clメロッテ25」。シンバッド。ストラスブール天文学センター。
• SEDS によるヒアデス星団に関する情報
• 今日の天文写真 (2000-09-29)
• ヒアデス星団の WEBDA オープン クラスター データベース ウェブサイト – E. Paunzen (ウィーン大学)
• ヒアデス星団の学部生研究室までの距離 2016-03-03 にWayback Machineでアーカイブ– J. Lucey (ダラム大学)
• ウォーバーグ研究所図像データベース（中世および近世のヒアデス星団の画像）
• WikiSkyのヒアデス星団: DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、Hydrogen α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像

• 星座ガイドのヒアデス星団