ルーマン 16

ルーマン 16

Luhman 16 の WISE 画像。挿入図のGMOS画像では、ペアとして分解されています。
観測データ エポック J2000 [1]      エキノックス J2000 [1]
星座	ベラ
赤経	10時間49分18.771秒[2]
偏角	−53° 19′ 09.8779″ [2]
見かけの等級 （V）	16.20 [3]
特徴
スペクトル型	A: L7.5 [4] B: T0.5 ± 1 [4]
見かけの等級 （i （DENISフィルターシステム））	14.94 ± 0.03 [5]
見かけの等級 （J （2MASSフィルターシステム））	10.73 ± 0.03 [5]
見かけの等級 （J （DENISフィルターシステム））	10.68 ± 0.05 [5]
見かけの等級 （H （2MASSフィルターシステム））	9.56 ± 0.03 [5]
見かけの等級 （K S （2MASSフィルターシステム））	8.84 ± 0.02 [5]
見かけの等級 （K S （DENISフィルターシステム））	8.87 ± 0.08 [5]
天体測量
固有運動（μ）	ラ: −2 768 .511+0.056 −0.030 mas /年[2] 12月: 358.472+0.027 −0.047 マス/年[2]
視差（π）	500.993 ± 0.050 マス[2]
距離	6.5102 ± 0.0006 光年 (1.9960 ± 0.0002  pc )
軌道[2]
期間（P）	26.55 ± 0.08 年
半長径(a)	3.52 AU
偏心度（e）	0.344 ± 0.001
傾斜（i）	79.92 ± 0.008 °
ノードの経度（Ω）	130.02 ± 0.01 °
近点期 （T ）	2 018 .060 ± 0.003
近点引数（ω） （二次）	136.67 ± 0.09 °
詳細[6] [7] [8]
ルーマン 16A
質量	0.034 メートル☉
質量	35.4 ± 0.2 [2] 男性ジュピター
半径	~0.85 [注 1]  R Jup
明るさ	0.000 0219 [8]  L ☉
温度	1350 キロ
回転	6.94時間[9]
ルーマン 16B
質量	0.028 メートル☉
質量	29.4 ± 0.2 [2] 男性ジュピター
半径	~1.04 [注 1]  R Jup
明るさ	0.000 0209 [8]  L ☉
温度	1210 キロ
回転	5.28時間[9]
位置（Aに対する相対位置）[5]
成分	B
角度距離	1.5インチ
予測される分離	3 AU
その他の指定
LUH 16、[1]ルーマン–WISE 1、[1] WISE J104915.57−531906.1、[5] DENIS -P J104919.0−531910、[10] 2MASS J10491891−5319100、[10] IRAS Z10473-5303、[1] AKARI J1049166−531907、[1] GSC 2.2 S11132026703、[1] GSC 2.3 S4BM006703、[1] TIC 119862115、[10] GJ 11551 [11]
データベース参照
シンバド	システム
	あ
	B
ルーマン 16 ほ座のルーマン16の位置

ルーマン16（WISE 1049−5319またはWISE J104915.57−531906.1とも呼ばれる）は、南のほ座にある褐色矮星の連星系で 、太陽から6.51光年（2.00パーセク）の距離にある。これらは最も近い褐色矮星であり、 1916年にバーナード星の固有運動が測定されて以来最も近い系である^{[12] [13]。}また、太陽に3番目に近い系である（アルファケンタウリ系とバーナード星に次ぐ）。主星はスペクトル型L7.5、副星はスペクトル型T0.5 ± 1である（したがって、L-T遷移に近い）。^[14]ルーマン16AとBの質量はそれぞれ35.4と29.4木星質量で、年齢は4億～8億年と推定されています。^{[2]ルーマン16AとBは、約3.5}天文単位の距離を周回し^、[5]公転周期は約26.6年です。 ^[2]

この系は、ペンシルベニア州立大学の天文学者で、同大学の太陽系外惑星・居住可能惑星センターの研究者であるケビン・ルーマン氏によって、 ^[12] NASAの赤外線波長40cm（16インチ）宇宙望遠鏡を搭載した広域赤外線探査衛星（WISE）地球周回衛星によって撮影された画像から発見されました。このミッションは2009年12月から2011年2月まで続きました。発見画像は2010年1月から2011年1月にかけて撮影され、2013年に発表されました（この2つは発見論文で発表された唯一の2つの天体です）。この系は、異なる時代のWISE画像を比較して、固有運動の大きい天体を明らかにすることで発見されました。^{[12] [5]}

ルーマン16は、星が密集している銀河面に近い空に現れます。光源が豊富なため、暗い天体を見つけるのは困難です。これが、太陽に非常に近い天体が以前の探索で発見されなかった理由です。^[5]

このシステムの2番目の構成要素も2013年にルーマンによって発見され、主構成要素と同じ論文で発表された。iバンドでのその発見画像は、2013年2月23日の夜にチリのジェミニ南望遠鏡のジェミニ多天体分光器（GMOS）で撮影された。システムの構成要素は、1.5秒角の角度距離で分解され、これは3 AUの投影分離に相当し、等級差は0.45等級であった。^[5]

この系は、2010～2011年にWISEによって撮影された画像で初めて発見されましたが、その後、デジタイズ・スカイ・サーベイ（DSS、1978年（IR）および1992年（赤））、^[5]赤外線天文衛星（IRAS、1983年）、^[1] 欧州南天天文台シュミット望遠鏡（1984年（赤））、^[1] ガイド・スター・カタログ（GSC、1995年）、^[1] 南天の深近赤外線サーベイ（DENIS、1999年）、^[5] 2ミクロン全天サーベイ（2MASS、1999年）、^[5]およびAKARI衛星（2007年）^{[1]によって事前にカバーされていました。}

1984年に撮影されたESOシュミット望遠鏡の画像では、この源は138 °の位置角で細長く見えます。^[1]この位置角が、Luhman（2013）の図1のGMOS画像（エポック2013）の分解されたペアの位置角と類似していることから、1984年から2013年までの期間は、システムの軌道周期に近い可能性があります（Luhman（2013）による元の軌道周期の推定^[5]からそれほど遠くありません）。^[1]

エリック・E・ママジェクは、この系にルーマン16という名前を提案した。この名前は、頻繁に更新されるワシントン二重星カタログ（WDS）に由来している。ケビン・ルーマンは、 WDSに発見識別子「LUH」でまとめられたいくつかの新しい連星の発見をすでに発表していた。WDSカタログでは現在、この系は識別子10493−5319、発見者番号LUH 16でリストされている。^[15]

根拠は、Luhman 16 は WISE J104915.57−531906.1 よりも覚えやすく、「このオブジェクトを 24 文字の名前 (スペースを含む) で呼ぶのは馬鹿げているように思える」というものでした。^{[1] [16] [注 2]}「電話番号名」には WISE J1049−5319 と WISE 1049−5319 も含まれています。Luhman–WISE 1 は別の代替案として提案されました。^[1]

バイナリオブジェクトとしては、Luhman 16AB とも呼ばれます。

ルーマン16は南天のほ座にあります。 2015年7月現在、その構成要素は太陽系外でこの星座に最も近い既知の天体です。その天体座標は、赤経= 10^時49^分18.723^秒、赤緯=−53°19′09.86″です。^[1]

サールマンとラゾレンコ（2015）が発表したルーマン16の三角視差は0.500 51 ± 0.000 11 秒角で、距離6.5166 ± 0.0013光年（1.998 ± 0.0004パーセク）に相当する。^[14]その後のハッブル宇宙望遠鏡とガイア望遠鏡による観測で視差は改善され、500.993+0.059
−0.048±0.050 mas、距離に相当1.996 036+0.000 19
−0.000 24±0.0002パーセク、これは約50天文単位の精度です。^[2]

現在、ルーマン16は、アルファケンタウリ三重星系（4.37光年）とバーナード星（5.98光年）に次いで太陽に3番目に近い既知の恒星/褐色矮星系であり、WISE 0855−0714の発見とともに、ウルフ359 （7.78光年）を5位に押し上げました。また、最も近い褐色矮星、最も近いL型矮星、そしておそらく最も近いT型矮星（成分BがT型の場合）など、いくつかの記録を保持しています。

ルーマン16は、アルファケンタウリに最も近い既知の恒星/褐色矮星系であり、アルファケンタウリABから3.577光年(1.097パーセク)、プロキシマケンタウリから3.520光年(1.079パーセク)に位置している。^{[注 3]}両方の系は隣接する星座にあり、地球から見ると空の同じ部分にあるが、ルーマン16は少し離れている。ルーマン16が発見される前は、太陽系がアルファケンタウリに最も近い既知の系であった。

ルーマン 16 は、地球と同じく、アルファ ケンタウリ AB よりもプロキシマ ケンタウリに近いですが、ルーマン 16 はアルファ ケンタウリ系よりも地球から遠いです。そのため、地球の空では、ルーマン 16 はアルファ ケンタウリ AB よりもプロキシマ ケンタウリへの角度距離が小さく、これが、ルーマン 16 と地球との距離の差よりも、ルーマン 16 からアルファ ケンタウリまでの距離の差に 大きく影響します^{[説明が必要] 。}

ガルシアら（2017）が発表したルーマン16の固有運動は約2.79″/年であり、ルーマン16の近さを考えると比較的大きい。^[8]

成分Aの視線速度は23.1 ± 1.1 km/s（14.35 ± 0.68 mi/s）で、成分Bの視線速度は19.5 ± 1.2 km/s（12.12 ± 0.75 mi/s）です。^[7]視線速度の値は正であるため、システムは現在太陽系から遠ざかっています。

これらの値を各成分の値と仮定し、Sahlmann & Lazorenko (2015) によるLuhman 16の質量比を 0.78 とすると、 ^[14]この系の重心視線速度は約 21.5 km/s (13.4 mi/s) となる。^{[注 4]これは、} Luhman 16 が約 36,000 年前に太陽系を最短距離約 5.05 光年 (1.55 パーセク) で通過したこと を意味する。

ルーマン16の最初の発見論文では、ルーマンら（2013）は、その構成要素の軌道周期を約25年と推定した。^[5]

ガルシアら（2017）は、31年にわたるアーカイブ観測データを用いて、軌道周期が27.4年、軌道長半径が3.54AUであることを発見した。この軌道の離心率は0.35、傾斜角は79.5°である。各構成要素の質量は、 34.2+1.3
−1.2  M _Jupと 27.9+1.1
−1.0  それぞれM _Jupであり、質量比は約0.82である。^[8]

2018年のガイアDR2のデータにより、その軌道は周期が27.5 ± 0 .4年、半長径は3.56 ± 0.025 AU、離心率は0.343 ± 0.005、傾きは100.26° ± 0.05°（2017年の研究で判明した方向とは反対の方向を向いている）。質量はさらに 33.51+0.31
−0.29  M _Jupと 28.55+0.26
−0.25  M _Jup . ^[18] 2024年に距離と軌道がさらに改良され、半長径は3.52 AU（視差500.993 masと仮定）、離心率は0.344 ± 0.001、傾きは79.92° ± 0.001° であり、傾斜角は以前の測定値と一致しています。二次星の質量は主星の83.05% ± 0.06%である。個々の質量は木星質量の35.2±0.2と29.4±0.2と測定された。 ^[2]

これらの結果は、これまでの軌道と構成要素の質量の推定値と一致している。^{[8] [1] [4] [14]}

褐色矮星の自転周期と予測される自転速度を比較すると、両方の褐色矮星はほぼ赤道上にあり、軌道によく揃っていることがわかります。^[9]

ルーマン16が発見された直後に発表された2013年の論文では、褐色矮星は96%の確率で天の川銀河の薄い円盤に属しており、したがって若い移動グループには属していないと結論付けられました。^[1]リチウム吸収線に基づくと、この系の最大年齢は約3〜4.5億年です。^{[19] [20]} VLTによる観測では、この系は1億2000万年以上古いことが示されました。^[21]

しかし、2022年にルーマン16は、新たに発見されたオシアナス移動グループのメンバーであることが判明しました。オシアナス移動グループには、510 ± 95 Myr。^[22] 2024年の年齢推定値は400-800 Myrで、このグループに属するものと一致する。年齢推定値は両方の構成要素で一致していないが、これは雲の覆い方の違いによって冷却効率が異なるためである可能性がある。あるいは、光度が不正確であるか、進化モデルのエラーが原因である可能性もある。^[2]

2013 年 12 月、この系内の軌道運動の摂動が報告され、系内に 3 番目の天体が存在することが示唆された。この可能性のある伴星の周期は数か月で、褐色矮星の 1 つを周回していることが示唆された。伴星は必ず褐色矮星の質量限界を下回るはずで、そうでなければ直接撮像によって検出されていたはずである。研究者らは、測定が誤って行われなかったと仮定して、誤検出の確率を 0.002% と推定した。確認されれば、これは天文測定によって発見された最初の太陽系外惑星となる。研究者らは、この惑星の質量はおそらく「数」から30  M _Jupの間であると推定しているが、より質量の大きい惑星はより明るくなり、したがって「光中心」または恒星の測定位置に影響を与えると述べている。これにより、太陽系外惑星の天文測定運動を測定することが困難になる。^[6]

その後、超大型望遠鏡によるルーマン16の天文観測により、 20日から300日の周期でいずれかの褐色矮星の周りを公転する質量2M  _Jupを超える第3の天体の存在は排除された。ルーマン16には、近傍の巨大惑星は存在しない。^[14]

2014年から2016年にかけてのハッブル宇宙望遠鏡による観測では、この系には追加の褐色矮星が存在しないことが確認された。また、海王星質量（17  M _E）で公転周期が1年から2年の天体も存在しないことが確認された。^[23]これにより、以前に発見された太陽系外惑星候補の存在は極めてありそうにない。

ハッブルによる追加観測により、400～5000日の軌道で海王星の1.5倍以上の質量を持つ惑星の存在は否定された。しかし、この研究では、質量が海王星の3倍未満で、周期が2～400日の短い惑星の存在は否定されなかった。^[2]

ギロンら(2013)の研究では、ルーマン 16B は自転中に表面照明が不均一であることが判明しました。^[24] 2013 年 5 月 5 日、クロスフィールドら(2014) はヨーロッパ南天天文台の 超大型望遠鏡(VLT) を使用して、ルーマン 16B の 1 回転に相当する 5 時間、ルーマン 16 システムを直接観測しました。^{[25] [26]彼らの研究はギロン}らの観測を裏付け、中緯度に大きく暗い領域、上極近くに明るい領域、その他の場所にまだらな照明を発見しました。彼らは、このさまざまな照明が「斑状の全球雲」を示しており、暗い部分は厚い雲を表し、明るい部分は雲層の穴で内部からの光が透過しているのではないかと示唆しています。^{[25] [26]}ルーマン 16B の照明パターンは日々急速に変化しています。^{[24] [9]}ルーマン16Bは、知られている褐色矮星の中で最も光度的に変動が大きいものの一つであり、時には20%以上の振幅で変動する。^[27] 2MASS J21392676+0220226だけが、より変動が大きいことが知られている。^[27]

ハインツら（2021）は、カリウムやナトリウムなどのアルカリ金属のスペクトル線の変動を観測し、その変動は雲量の変化によって引き起こされ、塩化物との局所的な化学平衡が変化したと示唆した。雷やオーロラが発生する可能性は低いと考えられた。^[27]

ルーマン16Bの光度曲線は差動回転の証拠を示している。赤道域と中緯度域では回転周期が異なる証拠がある。主周期は5.28時間で、赤道域の回転周期に一致する。^[9]一方、ルーマン16Aの回転周期は6.94時間である可能性が高い。^[9]

Biller et al. 2024は、 JWSTでMIRI LRSを使用して8時間にわたって両方の成分を観測し、その後すぐにNIRSpecで7時間の観測を行った。観測では、両方の褐色矮星で水蒸気、一酸化炭素、メタンの吸収が見つかったが、これはL/T型矮星に典型的である。Luhman 16Aは8.5μmを超えると平坦なプラトーを示し、これは小粒子のケイ酸塩を示している。観測から生成された光曲線は、両方の成分が可変であることを示しており、Luhman 16BはLuhman 16Aよりもかなり可変的である。変動には複雑な波長依存の傾向がある。研究者らは、COバンドと一致する2.3μmと4.2μmでの挙動の変化と、ケイ酸塩の吸収と一致する8.3-8.5μmでの挙動の変化を特定した。これらの挙動の変化は、大気の3つの異なる深さでの平均圧力の変化として解釈された。観測では、斑状の雲が変動を引き起こすかどうかもテストされた。ルーマン 16A では高高度のケイ酸塩雲に対応する小さなケイ酸塩粒子が見つかったが、斑状の雲層である可能性は低い。ルーマン 16B にはこの小さな粒子のケイ酸塩の特徴はないが、大気の深部にあるより大きな粒子のケイ酸塩雲は存在する可能性がある。研究者らは一般循環モデル (GCM) とホットスポットもテストしたが、光度曲線はこれらのモデルが予測するよりも複雑である。^[28]

TESSによって収集されたデータを使用して、研究チームであるダニエル・アパイ、ドメニコ・ナルディエッロ、ルイジ・R・ベディンは、恒星とガス巨星の間にある褐色矮星は、その高速風がルーマン16ABの赤道に平行な縞模様を形成するという点で木星に似ていることを発見しました。 ^[29]

• VLT観測から再現されたルーマン16Bの表面地図
• VLT観測に基づくルーマン16Bの想像図
• 
  可視光で撮影したVLTのMUSE装置によるルーマン16号。
• 
  高速風はルーマン 16 AB の赤道に平行な帯を形成します。

オステンら（2015年）の研究では、ルーマン16はオーストラリア・テレスコープ・コンパクト・アレイによって電波で、チャンドラX線天文台によってX線で観測された。ルーマン16ABでは電波やX線の活動は見られず、電波とX線の活動に対する制約が提示された。これは「これまでに得られた超低温矮星の電波とX線の明るさに関する最も強い制約」である。^[30]

• 恒星間物体

• Gandhi, P.; Done, C.; Ivanov, VD; Huelamo, N. (2013 年4月 26 日)。「最も近い褐色矮星連星 WISE 1049-5319 の X 線非検出」。The Astronomer's Telegram。5012 ( 5012): 1。Bibcode : 2013ATel.5012....1G。
• バーガッサー、アダム・J.ファハティ、J.ベレツキー、Y.プラフチャン、P.ギロン、M.ら。 （2013年）。 「ルーマン 16AB: 太陽からの注目すべき可変 L/T 遷移バイナリ 2 個」。記憶デッラ ソシエタ 天文学イタリアーナ。84 (4): 1017.arXiv : 1307.6916。Bibcode :2013MmSAI..84.1017B。関連するスライドショーを参照してください。Wayback Machineで 2014 年 2 月 1 日にアーカイブされています。
• Biller, Beth A.; Crossfield, Ian JM; Mancini, Luigi; Ciceri, Simona; Southworth, John; et al. (2013 年 11 月)。「最も近い褐色矮星の天気: WISE J104915.57-531906.1AB の同時多波長変動モニタリング」。The Astrophysical Journal Letters。778 ( 1): L10。arXiv : 1310.5144。Bibcode : 2013ApJ ...778L..10B。doi : 10.1088/2041-8205/778/1/L10。S2CID 56107487  。
• Mancini, L.; Giacobbe, P.; Littlefair, SP; et al. (2015 年 11 月). 「高解像度のラッキーイメージングモニタリングによる Luhman 16AB 褐色矮星の回転周期と天体測定運動」.天文学と天体物理学. 584 : A104. arXiv : 1510.08099 . Bibcode :2015A&A...584A.104M. doi :10.1051/0004-6361/201526899. S2CID  7331525.

ウィキメディア・コモンズには、ルーマン16に関連するメディアがあります。

• WISE 1049-5319 AB 2022年5月10日にSolstation.comのWayback Machineにアーカイブされました
• 「WISE がこれまで発見された中で最も近い褐色矮星を捕獲」Universe Today
• Astrobites.org の「新しい隣人をチェック」
• 最も近い褐色矮星は木星を思い出させるかもしれない AstroBob、2020 年 5 月 13 日