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OTS 44 は、カメレオン座の星形成分子雲カメレオン I内に位置し、520 ～ 630光年(160 ～ 192パーセク)離れたところにある、若い自由浮遊の惑星質量褐色矮星であり、浮遊惑星です。ガスと塵の周星円盤に囲まれており、そこから毎秒約 5000 億キログラム (または同等に、7.6 × 10 −12太陽質量/年）。[ 3 ]推定年齢が 100 万～ 600 万年である OTS 44 は、冷えるほど長く存在していないため、約1,700 K (1,430 °C; 2,600 °F)の温度で赤く輝き、恒星スペクトル型はM9.5です。[ 2 ]ガスと塵の重力崩壊によって形成されたと考えられ、これは星が通常形成されるのと同様のプロセスです。[ 6 ]
OTS 44 の円盤は、半径が少なくとも数天文単位に及び、広がった形状をしていると推定されています。つまり、天体から遠ざかるにつれて密度は減少しますが、垂直方向の厚さは増加します。[ 3 ] : 2–3 OTS 44 の円盤の総質量は、推定で木星質量の約 0.1 倍、または地球質量の 30 倍です。[ 3 ]この質量のごく一部が円盤内の塵です。[ 7 ] [ 8 ] OTS 44 の円盤は、いずれ合体して惑星系を形成する可能性があります。[ 9 ] [ 10 ]
OTS 44 は、1996 年 3 月 1 ～ 3 日に日本の天文学者大浅由美子、田村元秀、杉谷浩二によって、カメレオン I分子雲の中心部で若い恒星状天体と褐色矮星を探査中に撮影された画像で発見されました。[ 11 ] : 338発見画像は、チリのセロ・トロロ汎米天文台の1.5 メートル (4.9フィート)望遠鏡で撮影され、この望遠鏡には、これらの天体の近赤外線色を測定するためのJ、H、K フィルターが装備されていました。 [ 11 ] : 338–339 [ 12 ] : 1095発見者たちは 61 個の近赤外線放射天体を発見し、それらを独自のカタログに含めました。[ 11 ] : 339これは、大浅-田村-杉谷(OTS) カタログとして知られるようになりました。[ 1 ] : 565 [ 13 ]
OTS 44 は OTS カタログに記載されている 44 番目の天体であり、最も暗い天体の 1 つです。[ 1 ] : 565 [ 11 ] : 337発見者たちは、OTS 44 がカメレオン I の他の若い星よりもはるかに暗く赤く見えたため、褐色矮星候補であると特定しました。これは、これらの星と同じ年齢であれば、非常に低い質量を持つはずであることを意味します。 [ 11 ] : 341 [ 12 ] : 1046発見者たちは、OTS 44 を褐色矮星候補として分析および特定した結果を、1998 年 11 月にScience誌 に発表しました。[ 12 ]
2004年11月、ケビン・L・ルーマン、ドーン・E・ピーターソン、S・トーマス・メゲアスは、OTS 44が低質量褐色矮星であることを確認したと発表した。[ 14 ] 2004年3月にジェミニ南望遠鏡で行われた分光観測に基づき、研究者らはOTS 44の質量が巨大惑星と褐色矮星の境界である約0.012太陽質量（13木星質量）に近いことを突き止めた。これにより、OTS 44は当時確認された自由浮遊褐色矮星の中で最も質量の小さいものの1つとなった。[ 1 ] [ 15 ]： L53
OTS 44はカメレオン座に位置し、赤緯は約天の赤道から南に76.5° の位置にあります。[ 5 ]カメレオン座は、カメレオン座複合体の3 つの主要な星形成分子雲の 1 つであるカメレオン座 Iの中心部に位置しています。[ 11 ] [ 12 ]カメレオン座 I は、太陽に最も近い星形成領域の 1 つであり、[ 11 ] : 336推定距離は、160 ～ 170パーセク(520 ～ 550光年) (1999 年のヒッパルコス衛星による視差測定による[ 1 ] : 565 [ 16 ] : 580 ) または192 pc (630 ly) (2018 年のガイア衛星による視差測定による[ 4 ] : 565 ) のいずれかです。天文学者たちは、OTS 44がカメレオンIと同じ距離にあると仮定している。[ 4 ]： 565 [ 7 ]： 2
カメレオン座Iに属するOTS 44は、この領域にある他の若い恒星状天体と同じ年齢であると推測されており、それらの年齢は100万年から600万年であることが知られています。[ 2 ]： 13、19この年齢では、 OTS 44のような準恒星状天体は高温で明るいです。[ 2 ] ： 1-2 OTS 44周辺の活発な降着の観測は、OTS 44が、濃縮されたガスと塵の直接的な重力崩壊によって、恒星の形成と同様のプロセスで形成されたことを示しています。[ 6 ]： 1019-1020 OTS 44は時間とともに徐々に冷却・収縮し、約1000万歳でL型褐色矮星になり、10億歳を過ぎるとY型矮星になります。[ 6 ]： 1024
OTS 44の近赤外スペクトルは、大気中の水蒸気（蒸気）に起因する深い吸収帯を示しており、これは比較的低温であることを示し、M型後期のスペクトル型に相当する。9.5 ± 1.0。[ 1 ] OTS 44 の大気中には、元素ナトリウム(Na)、カリウム(K)、水素化鉄(FeH)、一酸化炭素(CO)などの物質が分光法によって検出されている。 [ 2 ] : 4, 7, 10 OTS 44の有効温度は、大気中の塵を考慮したスペクトルエネルギー分布モデルに基づいて、1,700 ± 100 K (1,427 ± 100 °C; 2,600 ± 180 °F)と推定されている。[ 2 ] : 17 [ 3 ] : 2 OTS 44は、近赤外線でより赤く明るいため、低温の主系列星や赤色巨星とは一線を画している。 [ 11 ] : 339–340前景の塵による消光により、OTS 44 の近赤外線色にさらなる赤化が生じることが観測されている ( 0.3 ± 0.3 - Jバンドでの等級減光） [ 1 ]： 567だが、光学色では減光しない。[ 2 ]： 3
OTS 44は、太陽の0.001～0.002倍の光度を持つ暗い天体です。[ 3 ]： 2 [ a ]若くて高温の天体であるため、OTS 44は木星よりも大きな半径を持つと予想されています。[ 2 ]： 1、19、23 OTS 44の光度と温度を用いたステファン・ボルツマンの法則の計算では、「半経験的」な半径が示唆されています。3.5 +0.6 −0.5 R J であるのに対し、OTS 44 の円盤を考慮したスペクトル エネルギー分布の適合では、半径が 3.2 ～ 3.6 R Jの間であることが示唆されている。[ 2 ] : 15, 17, 19 OTS 44 は木星の 6 ～ 17 倍の質量を持つと推定されているが、[ 7 ]褐色矮星とは異なり重水素を核融合できない惑星質量範囲である、木星質量の13 倍未満である可能性が高い。[ 2 ]そのため、天文学者は OTS 44 を自由浮遊惑星に分類している。[ 6 ] [ 7 ]
2005年2月、ケビン・ルーマン率いる天文学者チームは、OTS 44の周囲に周星円盤を発見したと発表した。 [ 9 ] [ 10 ]この発見は、スピッツァー宇宙望遠鏡がOTS 44から過剰な中赤外線熱放射を検出したことに基づいており、これは天体の周囲に暖かい塵が存在することを示していた。 [ 15 ]当時知られていた自由浮遊天体の中で最も質量が小さいものの1つとして、OTS 44は周星円盤を持つ天体の中で最も質量が小さいという記録を主張し、惑星質量の天体の周囲にもそのような円盤が存在し得ることを示した。[ 15 ]
OTS 44のスペクトルエネルギー分布（SED）に基づく推定では、その円盤には地球質量の約30倍の質量が含まれているとされています。[ 3 ]超大型望遠鏡のSINFONI分光器による観測では、OTS 44は円盤から太陽質量の約10⁻¹¹倍の質量を年間で降着させていることが示されています。[ 3 ]最終的には惑星系に発展する可能性があります。[ 17 ]
ALMAによる観測では、ミリ波帯でOTS 44の円盤が検出された。観測により、円盤の塵の質量は0.07～0.63 M 🜨の範囲に制約されたが、これらの質量推定値は制約の不十分なパラメータに関する仮定によって制限されている。[ 7 ]別の研究では、1 mmサイズの塵粒子の場合、塵の質量を0.064 M 🜨 (5.2 M ☾ )、 1 μmサイズの塵粒子の場合、 0.295 M 🜨 (24 M ☾ )と推定している。 [ 4 ]
その他の自由浮遊惑星および原始惑星系円盤を持つ褐色矮星：