Loading article…
| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | 一角獣 |
| 赤経 | 6時間41分10.31秒[1] |
| 偏角 | +9° 28′ 33.2″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 15.5 - 21.5 [2] |
| 特徴 | |
| あ | |
| 進化段階 | プレ主系列 |
| スペクトル型 | K7 [3] |
| 見かけの等級 （V） | 16.039 ± 0.003 [4] |
| 見かけの等級 （R） | 15.257 ± 0.005 [4] |
| 見かけの等級 （I） | 14.489 ± 0.001 [4] |
| 見かけの等級 （J） | 13.504 ± 0.017 [4] |
| 見かけの等級 （H） | 12.825 ± 0.015 [4] |
| 見かけの等級 （K） | 12.541 ± 0.014 [4] |
| 変数型 | Tタウリ星 |
| B | |
| 進化段階 | プレ主系列 |
| スペクトル型 | K1±0.5 [5] |
| 見かけの等級 （V） | 15.509 ± 0.009 [4] |
| 見かけの等級 （R） | 14.776 ± 0.008 [4] |
| 見かけの等級 （I） | 14.198 ± 0.009 [4] |
| 見かけの等級 （J） | 13.285 ± 0.010 [4] |
| 見かけの等級 （H） | 12.570 ± 0.013 [4] |
| 見かけの等級 （K） | 12.421 ± 0.022 [4] |
| 変数型 | Tタウリ星 |
| 天体測量 | |
| あ | |
| 視差（π） | 1.27 ± 0.08 mas [6] [7] |
| 距離 | 773+50.0 −43.6[8] 個 |
| 絶対等級 (M V ) | 6.756 ± 0.055 [4] |
| B | |
| 視差（π） | 1.27 ± 0.08 mas [6] [7] |
| 距離 | 773+50.0 −43.6[8] 個 |
| 絶対等級 (M V ) | 6.226 ± 0.056 [4] |
| 軌道 | |
| 主要な | B |
| 仲間 | あ |
| 期間（P） | 48.37日[3] |
| 半長径(a) | 0.25AU [9 ] |
| 偏心度（e） | 0.574 ± 0.017 [9] |
| 傾斜（i） | 92.5 ± 2.5 [9] ° |
| 詳細 | |
| あ | |
| 質量 | 0.715 ± 0.005 [ 4] M☉ |
| 半径 | 1.41 ± 0.05 [4 ] R☉ |
| 温度 | 3970 ± 40 [4] K |
| B | |
| 質量 | 0.74+0.09 −0.04[4] マ☉ |
| 半径 | 1.52 ± 0.16 [4 ] R☉ |
| 温度 | 4140 ± 155 [4] K |
| その他の指定 | |
V582 モノケロティス[10] | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
KH 15D ( V582 いっかくじゅう座) は、明るさが異常に低下するため「まばたき星」とも呼ばれ、[11]連星系円盤に埋め込まれた T タウリ連星系です。これは、いっかくじゅう座の太陽から約 2,500光年(770 パーセク)離れた位置にある若い散開星団 NGC 2264のメンバーです。
発見
KH 15D の独特な明るさの変化は、 1995 年にウェズリアン大学のヴァン・ヴレック天文台でウィリアム・ハーブスト博士と当時修士課程の学生だったクリスティン・カーンズによって発見されました。[12]この星は、48.37 日周期で[3]より明るい「オン」状態と、明るい状態の 4% 未満 (または最大 96% 減光) のより暗い「オフ」状態を交互に繰り返していることがわかりました。年月が経つにつれて、この星は「オフ」の時間をますます長く過ごし、2010 年には常に暗い状態になりましたが、それでも周期的に変化していました。2012 年には、予期せず再び「点滅」し始め、現在では「オン」状態の明るさが 1990 年代半ばのほぼ 2 倍の段階に入っています (光度曲線を参照)。
仮説
この不可解な行動のコンセンサスモデルが浮上しており、このモデルでは、このウィンク現象は、軌道の一部を遮る連星リングの端に対する1つの恒星の昇りと沈みに起因するとしている。[13] [14] [15] [16]リングの歳差運動により、下の図に示すように、ウィンク現象は徐々に進化している。視線速度測定により、この系は2つの弱線Tタウリ型恒星からなる分光連星であることが確認された。 [ 17 ]
連星系の軌道は視線に対してほぼ真横にあり、周連星系円盤はその軌道に対して傾いているため、交点歳差運動が生じている。1996年の観測時には、掩蔽リングが星Bの光を完全に遮っていたため、星Aと指定された星1つしか見えなかった。観測された瞬きは、星Aがリングの後ろから昇ったり沈んだりすることで発生した。2010年までに、リングは両方の星を覆い、連星系は永久に「オフ」状態となり、リングからの散乱光によってのみ見えるようになった。2018年までに、星Bは完全に覆われなくなり、星Aは完全に掩蔽された。星Bは星Aよりもいくらか明るく、高温で、質量が大きいことが判明したが、文献で混乱を招く可能性があるため、ラベルは変更されていない。[19] [20] [21] [22]
KH 15Dの重要性は、原始惑星系円盤の地球型惑星形成領域を研究するユニークな機会を提供することから生まれます。歳差運動の速度から、掩蔽リングは恒星から約3AUの位置にあることがわかっており、 [9]これは太陽系の小惑星帯に位置することになります。KH 15Dの年齢は約3百万年で、総質量は約1.5太陽質量です[4]。そのため、この系は、地球などの惑星の前身である微惑星がいつ、どのように形成されるかについて何らかの指針を与えてくれるかもしれません。定期的な掩蔽は、Tタウリ型恒星の磁気圏と光球をこれまでにない詳細さで研究する機会も提供します。[9]
ディスク
構成
ディスクの組成は正確にはわかっていないが、粒径が1～50μmのメタンと水の氷の存在が示唆されている。[23]
二極流出
また、ディスク自体から84%傾斜した双極の流出ジェットがあることも観測されています。 [18]水素と二酸化炭素の両方の流出がディスクの北側と南側から伸びているのが観測されています。[4]これらの観測により、ディスクの質量の上限は3.2266e27 kgと推定されました。
ギャラリー
-
![灰色のスクリーンで表されている「前進スクリーン」は、矢印の方向に 15 m/s の速度で星 B (青い円) と星 A (赤い円) の連星軌道を横切って移動します。左上の画像では、両方の星が周連星リングに遮られていません。右上の画像では、スクリーンは星 B の軌道と星 A の軌道の一部を完全に隠しています。これにより、星 A は「昇り」、「沈む」、または「瞬き」しているように見えます。左下は、スクリーンが両方の軌道をブロックしていることを示しています。これは、2010 年から 2012 年にかけて発生しました。右下は、システムの現在の状態を示しています。星 A の軌道は、星 B が「昇り」、「沈む」間、星 A が以前行ったように隠されています。その他の視覚的表現は、次の論文に記載されています。Winn ら 2006、[9] Capelo ら 2006。 2012年[5]、Arulanantham et al. 2017年[23]、そしてこの画像にインスピレーションを与えたAronow et al. 2018年[4]。](https://img-server.japedia.wiki/wikipedia/commons/thumb/9/99/Advancing_Screen.png/500px-Advancing_Screen.png)
灰色のスクリーンで表されている「前進スクリーン」は、矢印の方向に 15 m/s の速度で星 B (青い円) と星 A (赤い円) の連星軌道を横切って移動します。左上の画像では、両方の星が周連星リングに遮られていません。右上の画像では、スクリーンは星 B の軌道と星 A の軌道の一部を完全に隠しています。これにより、星 A は「昇り」、「沈む」、または「瞬き」しているように見えます。左下は、スクリーンが両方の軌道をブロックしていることを示しています。これは、2010 年から 2012 年にかけて発生しました。右下は、システムの現在の状態を示しています。星 A の軌道は、星 B が「昇り」、「沈む」間、星 A が以前行ったように隠されています。その他の視覚的表現は、次の論文に記載されています。Winn ら 2006、[9] Capelo ら。 2012年、[5] Arulanantham et al. 2017、[23]そしてこの画像にインスピレーションを与えたものは、Aronow et al. 2018です。[4] -
このグラフは、KH 15D システムの明るさを時間とともに表したものです。両方の星が見える場合 (ここには示されていません)、システムは最も明るくなり、どちらの星も見えない場合、システムは最も暗くなります。数字はシステムのさまざまな段階を表しています。1. 星 A が「昇り」、そして「沈み」、その間にディスクが星 B を隠します。したがって、明るさのほとんどは星 A から来ます。2. 星 A と星 B の両方が隠されますが、ゼロ等級の読み取り値の代わりに散乱光が見られます。3. 星 B が「昇り」、そして「沈み」、その間にディスクが星 A を隠します。したがって、明るさのほとんどは星 B から来ます。光度曲線から、星 B は星 A よりも明るく、主星であることがわかります。
参照
参考文献
- ^ ab Dahm, SE; et al. (2005). 「若い銀河団NGC 2264のTタウリ星集団」.天文学ジャーナル. 129 (2): 829. Bibcode :2005AJ....129..829D. doi : 10.1086/426326 .
- ^ 「V582 Monocerotis」。国際変光星インデックス。アメリカ変光星観測者協会。 2018年6月29日閲覧。
- ^ abc Hamilton, Catrina M.; et al. (2001). 「主系列前期星 KH 15D の恒星周縁ダストによる日食」.天文学ジャーナル. 554 (2): L201–L204. arXiv : astro-ph/0105412 . Bibcode :2001ApJ...554L.201H. doi :10.1086/321707. S2CID 17956137.
- ^ abcdefghijklmnopqrstu vw Aronow, Rachel A.; et al. (2018). 「Tタウリ連星KH 15D（V582 Mon）の光学および電波観測：恒星の特性、ディスク質量限界、およびCOアウトフローの発見」。天文学 ジャーナル。155（1）：47。arXiv ：1711.11434。Bibcode：2018AJ .... 155...47A。doi ：10.3847 /1538-3881/aa9ed7。S2CID 59444726。
- ^ ab Capelo, Holly L.; et al. (2012). 「KH 15D システムの周連星リングの後縁の位置特定」.アストロフィジカルジャーナルレター. 757 (1): L18. arXiv : 1208.5497 . Bibcode :2012ApJ...757L..18C. doi :10.1088/2041-8205/757/1/L18. S2CID 51004072.
- ^ ab Prusti, T.; et al. (2016). 「ガイアミッション」.天文学と天体物理学. 595 : A1. arXiv : 1609.04153 . Bibcode :2016A&A...595A...1G. doi :10.1051/0004-6361/201629272. S2CID 9271090.
- ^ ab Brown, AGA ; et al. (Gaia collaboration) (2018年8月). 「Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties」. Astronomy & Astrophysics . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .VizieRのこのソースの Gaia DR2 レコード。
- ^ ab Bailer-Jones, CAL; et al. (2018年4月). 「視差からの距離の推定IV：Gaiaデータリリース2の13億3千万個の星までの距離」.天文学ジャーナル. 156 (2): 58. arXiv : 1804.10121 . Bibcode :2018AJ....156...58B. doi : 10.3847/1538-3881/aacb21 . S2CID 119289017.
- ^ abcdef Winn, Joshua N.; et al. (2006). 「KH 15Dの軌道と掩蔽」.天文学ジャーナル. 644 (1): 510–524. arXiv : astro-ph/0602352 . Bibcode :2006ApJ...644..510W. doi :10.1086/503417. S2CID 3243843.
- ^ “V582月”.シンバッド。ストラスブール天文学センター。2018 年6 月 25 日に取得。— 一部のデータは「測定値」の下にあります。
- ^ ウィルフォード、ジョン・ノーブル（2002年6月20日）。「星の『ウインク』が惑星の誕生の手がかりになるかもしれない」ニューヨーク・タイムズ。2018年6月26日閲覧。
- ^ Kearns, Kristin E.; et al. (1998). 「NGC 2264 の追加の周期的変光星」.天文学ジャーナル. 116 (1): 261–265. Bibcode :1998AJ....116..261K. doi : 10.1086/300426 . S2CID 122920025.
- ^ Winn, Joshua N.; et al. (2004). 「KH 15D: 主系列前連星の漸進的掩蔽」.アストロフィジカルジャーナル. 603 (1): L45–L48. arXiv : astro-ph/0312458 . Bibcode :2004ApJ...603L..45W. doi :10.1086/383089. S2CID 119355865.
- ^ Chiang, Eugene I.; et al. (2004). 「KH 15Dの周連星リング」.アストロフィジカルジャーナル. 607 (2): 913–920. arXiv : astro-ph/0312515 . Bibcode :2004ApJ...607..913C. doi :10.1086/383522. S2CID 2110905.
- ^ Herbst, William; et al. (2010). 「2005年から 2010年にかけて弱集積したTタウリ連星KH 15Dの光度曲線：その原始惑星系円盤の性質に関する洞察」。 天文学ジャーナル。140 (6 ) : 2025–2035。arXiv : 1007.4212。Bibcode : 2010AJ ....140.2025H。doi :10.1088/ 0004-6256 /140/6/2025。S2CID 118391852。
- ^ Hamilton, Catrina M; et al. (2012). 「T タウリ連星系 KH 15D の Hα 輝線プロファイルの複雑な変動: 軌道位相、連星系円盤による掩蔽、降着現象の影響」. The Astrophysical Journal . 751 (2): 147. arXiv : 1204.1334 . Bibcode :2012ApJ...751..147H. doi :10.1088/0004-637X/751/2/147. S2CID 118484226.
- ^ ジョンソン、ジョン A.; 他 (2004). 「KH 15D: 分光連星」.天文学ジャーナル. 128 (3): 1265–1272. arXiv : astro-ph/0403099 . Bibcode :2004AJ....128.1265J. doi :10.1086/422735. S2CID 6535222.
- ^ ab Hamilton, Catrina M.; et al. (2003). 「食Tタウリ系KH 15Dの自然コロナグラフ観測：弱線Tタウリ星における降着と双極流出の証拠」。天体物理学ジャーナル。591 （1） ： L45 – L48。arXiv ：astro-ph/0305477。Bibcode：2003ApJ ...591L..45H。doi ：10.1086/377039。S2CID 9127286。
- ^ Hessman, FV; Dhillon, VS; Winget, DE; Schreiber, MR; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). 「多重恒星系および太陽系外惑星に使用される命名規則について」. arXiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
- ^ Winn, Joshua N.; et al. (2003). 「 20世紀前半におけるプレ主系列星KH 15Dの日食の制限」。The Astrophysical Journal。593 ( 2 ) : L121–L124。arXiv : astro-ph/0306539。Bibcode : 2003ApJ...593L.121W。doi :10.1086/378314。S2CID 18951087 。
- ^ ジョンソン、ジョン A.; 他 (2004)。「KH 15D の神秘的な日食の歴史: アジアーゴ天文台、1967-1982」。天文学ジャーナル。127 ( 4 ): 2344–2351。arXiv : astro-ph/0312428。Bibcode : 2004AJ ....127.2344J。doi :10.1086/382520。S2CID 14720327。
- ^ ジョンソン、ジョン A.; 他 (2005)。「KH 15D の神秘的な日食の歴史。II. アジアーゴ、キソ、キットピーク、ウィルソン山、パロマー、タウテンバーグ、ロジェン天文台、1954-1997」。天文学ジャーナル。129 ( 4 ): 1978–1984。arXiv : astro-ph/0412498。Bibcode : 2005AJ ....129.1978J。doi :10.1086/428597。S2CID 119509723 。
- ^ ab Arulanantham, Nicole A.; et al. (2017). 「KH 15Dの原始惑星環境における近赤外線スペクトルの特徴の解明」.アストロフィジカルジャーナル. 834 (2): 119. arXiv : 1611.09319 . Bibcode :2017ApJ...834..119A. doi : 10.3847/1538-4357/834/2/119 . S2CID 119383048.