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 近くにあるNGC 1555の雲に囲まれたTタウリ星。 | |
| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | おうし座 |
| 赤経 | 04時間21分59.43445秒[1] |
| 偏角 | +19° 32′ 06.4182″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 10.27 [2] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | G5V:e |
| U−B色指数 | +0.80 [2] |
| B−V色指数 | +1.22 [2] |
| 変数型 | Tタウリ |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | +24.6 [3] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: +15.51 [1] マス/年 12 月: -13.67 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 6.9290 ± 0.0583 マス[4] |
| 距離 | 471 ± 4 光年 (144 ± 1 個) |
| 軌道[5] | |
| 主要な | T タウ N |
| 仲間 | T タウ S |
| 期間（P） | 4200+5000 −3400 年 |
| 半長径(a) | 2.9+5.4 −1.7″ |
| 偏心度（e） | 0.7+0.2 −0.4 |
| 傾斜（i） | 52+4 −5° |
| ノードの経度（Ω） | 156±11° |
| 近点期 （T ） | B1967+25 −47 |
| 近点引数（ω） （二次） | 48+34 −25° |
| 軌道[5] | |
| 主要な | T タウ サ |
| 仲間 | T タウ Sb |
| 期間（P） | 27±2歳 |
| 半長径(a) | 85+4 −2マス |
| 偏心度（e） | 0.56+0.07 −0.09 |
| 傾斜（i） | 20+10 −6° |
| ノードの経度（Ω） | 92+26 −36° |
| 近点期 （T ） | JD2 450 131+208 −288 (1996年2月17日) |
| 近点引数（ω） （二次） | 48+34 −25° |
| 詳細 | |
| T タウ サ | |
| 質量 | 2.12 ± 0.10 [5] メートル☉ |
| 年 | 0.4 [6] ミル |
| T タウ Sb | |
| 質量 | 0.53 ± 0.06 [5] メートル☉ |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
T タウリは、おうし座にある三連 変光星で、T タウリ星の原型です。1852 年 10 月にジョン ラッセル ハインドによって発見されました。T タウリは地球からはヒアデス星団の中に見え、 ε タウリからそれほど遠くありませんが、実際には 420 光年後方にあり、星団のメンバーではありません。この星系の西側の雲はNGC 1555で、一般的にはハインド変光星雲として知られています。
この系はTタウリ型星の原型と考えられているが、原始星形成の後期段階であり、非常に非典型的なTタウリ型星である。[7]
軌道特性と質量
この系には、Tタウリ北星（TタウリN）、Tタウリ南星A（TタウリSa）、Tタウリ南星B（TタウリSb）の3つの星がある。TタウNは南の連星から約300 AU離れていると推定されており、連星との距離は約7 AUで、公転周期は27.2±0.7年であると考えられている。TタウNの南連星周りの軌道は十分に制約されておらず、2020年時点での周期は400年から14,000年の範囲である。TタウNの質量は約2.1 M ☉、TタウSaは2.0–2.3 M ☉ 、TタウSbは約0.4–0.5 M ☉と推定されている 。[8] [9]
変動性と光学的消光
南側の連星は主に赤外線で見えるが、これはおそらく連星周リングが可視光を遮っているためだ（もし可視光が漏れているとしても、その明るさは19.6等級未満でなければならない）。一方、 TタウNの降着円盤は視線に対してほぼ垂直であると考えられており、そのためTタウNを可視光で見ることができる。[11]
南の連星の明るさは、赤外線では一見短い時間スケールで劇的に変化します。[11]この変動は、連星環の物質が均一ではなく、連星を周回する際に通過する光が変化することと、連星の個々の構成要素が物質を吸収する際に燃え上がることの両方によるものと考えられています。どちらのメカニズムが変動に最も寄与しているかは不明です。
流出システム
これら 3 つの星はすべて、T タウリ段階にあると考えられています。この段階では、星は中心核で核融合を起こさず、崩壊時に放出される残留熱によって輝きます。このため、T タウリ星は物質を集積するにつれて、数週間から数か月にわたって明るさが変化します。星形成における重要なメカニズムは、集積によって形成されるジェットで、クエーサーや活動銀河核(AGN) のジェットと同様に機能します。これらのジェットは、集積円盤に形成される磁場によって形成され、副作用として、星から余分な角運動量を運び去ります。このメカニズムがなければ、星は 0.05 M ☉を超えて集積することはできません 。[8]
2020年現在、TタウSbはTタウS周連星リングの平面を通過しており、リングが光を遮っているため現在は暗くなっている。[11]
T タウリ系は、典型的な T タウリ星とはまったく異なるため、天文学者にとって特に興味深い存在です。具体的には、T タウリ N は実際にはまだ埋め込まれた原始星であると思われますが、過去数千年の間に誕生した濃い雲から放出された可能性があります。他の 2 つの星と重力で結びついていることはほぼ間違いありません。そのスペクトルはまさに古典的な T タウリ星 (CTTS) のものですが、進化論的に言えば、T タウリ星ではありません。[7]
星々によって作り出される複雑な流出システム、特にそれが時間とともにどのように進化するかについては、ほとんど理解されていません。2 つの双極性流出があり、1 つは T Tau N から、もう 1 つは T Tau S から来ていると考えられています。T Tau S の 2 つの星は非常に近いため、個々の流出は融合するか、T Tau Sb は流出をほとんど生成しないようです。2 つの流出は多少相互作用しているようで、この相互作用は今後さらに激しくなると考えられています。
周囲の星雲
このシステムの周囲には、3つの異なるハービッグ・ハロー天体があります。これらは、星間物質と相互作用する流出によって生じた星雲の塊です。高速で移動する物質がシステムを取り囲む冷たいガスと塵に衝突するとき、ジェットの衝撃波面と考えることができます。[8]
最も目立つ星雲は、タウリ座T星から西にわずか1分角のところにある、ハインド変光星雲として知られるNGC 1555です。これは、1852年にハインドによって初めて発見された星雲で、スペクトルがタウリ座T星自体のスペクトルと非常に似ていることから、現在では反射星雲であることがわかっています。星雲の明るさが変化する理由は、タウリ座T星と反射星雲の間に時折介在する物質によるものと考えられています。
暗い星雲は厳密にはハインド変光星雲の一部ではありませんが、同じ雲の一部であり、ほとんどのカタログでは同じ天体とみなされています。この雲のさまざまな名称は、GC 839、HH 155、vdB 28、Ced 32b、SH 2-238、GN 04.18.9、および BDN176.28-20.89 です。
HH155はNGC 1555雲の一部であるように見えますが、実際にはTタウNからの青方偏移した東西方向の流出から発せられる放射星雲の塊です。それはNGC 1555まで伸びており、反射星雲に、NGC 1555内の静止した物質と相互作用する高速流出によって生成される、かすかなその場の禁制線放射を引き起こします。[12]
HH255は恒星系自体に非常に近い星雲で、バーナム星雲（Ced 32cとも呼ばれる）としても知られています。これは別の放射星雲の塊であり、個々の恒星の相互作用による流出と、恒星系の密集した内部領域から流出した流出によって発生したものと考えられます。[13]
シャーバーン・ウェズリー・バーナムは、 1890 年に新しい36 インチ グレート リック屈折望遠鏡を使用して、1860 年代から断続的に行方不明になっていたヒンド星雲を発見した際、西側の領域ではなく T タウリ自体を誤って調べてしまい、星雲の発見に成功しました。ヒンド星雲の説明が自分の見ているものと一致しないことに気づいたバーナムは、星雲についての経験が豊富で目が細かい同僚のエドワード・エマーソン・バーナードに調べるよう依頼しました。バーナードは、T タウリの南西約 1 分角のところに、直径約 1 分角の別の星雲を発見しました。バーナードが発見したこの星雲は、10 年後にヒンド星であることが分かるまで一時的にバーナード星雲と呼ばれていました。また、T タウリの周囲に見つかった星雲はバーナム星雲と名付けられました。これは、初めて発見されたハービッグ・ハロ天体ですが、天体クラスは1953年まで造語されなかった。[14] [15] [16] [17] [18]
HH355 は、1997 年に発見された、恒星系から 1.5 パーセンテージ近くまで達するいわゆる「巨大流出」です。この流出は異常に大きく、おそらくは何千年も前に T Tau Sa および Sb のより近い混沌とした軌道から T Tau N が放出されたことで説明できます。パッチは H-アルファ輝線を使用して簡単に観察でき、2 つのローブのドップラー シフトを測定すると、T Tau 系から発生したことがわかります。HH355 北および HH355 南と呼ばれるローブには、それぞれ 3 つの主要なパッチ (全体で合計 6 つ) があります。北ローブにはパッチ A、B、C があります。南ローブにはパッチD、E、Fがある。パッチはペアで形成されたようで、パッチAとFは5000年前、パッチBとEは900年後、パッチCとDはさらに900年後に形成された（接線速度を150 km/sと仮定すると、これはかなり一般的な流出速度である）。最後のペアが形成された後、比較的静かな期間が続いた。[19]
惑星系
若い恒星によくあることですが、Tタウリ系の3つの恒星はすべて、恒星間相互作用によって形成されたコンパクトなディスクに囲まれています。TタウリNの周囲のディスクには半径約12AUの隙間があり、その隙間に土星質量の惑星が周回していることを示唆しています。[20]
ストルーベの失われた星雲
NGC 1554 (Ced 32a)星雲は、T タウリ星団に関連していると考えられています。1860 年代には、ハインド星雲はハインド自身を含め、地球上のほぼすべての天文学者の視界から消えていましたが、当時世界で 3 番目に強力な望遠鏡を持っていたオットー・ヴィルヘルム・フォン・シュトルーベはまだそれを見ることができました。1868 年、シュトルーベは星雲を見失いましたが、西に約 4 分角のところに、ハインド星雲とは異なると思われる新しい星雲の塊を発見しました。彼は星雲に興味がなかったため、これをきちんと報告せず、代わりにダレストに個人的に手紙を書き、ダレストがこの発見を公表しました。[21]その後 10 年から 20 年の間に、シュトルーベの星雲は視界から消え、それと同時にハインド星雲がほとんどの天文学者の視界に戻ってきました。ストルーヴェが何かを観察したのは事実である可能性が高い。特にダレストがそれを確認したことを考えると、だが2022年現在、この現象の原因については合意された説明はない。[14]
T タウリの流出システムの正確なダイナミクス、特にその進化についてはよくわかっていません。過去に何らかの形で流出が相互作用して、ストルーベが観測した現象が起きた可能性はありますが、具体的な理論に到達するには、少なくとも T タウ N の軌道制約と、現在どのように流出が相互作用しているかについて、より多くのデータが必要です。[8]おそらく、T タウ N は数千年前に南の連星 T タウ S から偏心した大きな軌道に放出され (HH 355 ローブの年齢に基づく)、ストルーベ星雲が何らかの形で関連している可能性がありますが、これは完全に推測です。[7] [19]
大衆文化において
2014年のビデオゲーム『Elite: Dangerous』では、この恒星系と周囲の星雲がプレイヤーが訪れることができる場所として紹介されている。ゲーム内では現実よりも地球からわずかに離れており、恒星系自体を誤ってシミュレートしており、TタウNは主系列G型星で表され、TタウSは同様の主系列G型星（2つのTタウリ星の連星ではなく）で表されている。特筆すべきことに、この星系にはHind's Mineと呼ばれる小さな宇宙港があり、これはTタウNの軌道上にある架空のガス巨星のリング系にあり、他のほとんどの居住可能なシステムから大きく離れていることで知られている。[22]
参照
参考文献
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外部リンク
- AAVSO 今月の変光星 T タウリのプロフィール
- http://www.kencroswell.com/TTauri.html
- http://www.daviddarling.info/encyclopedia/T/T_Tauri.html
- シムバッド
