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| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | ケンタウルス |
| α ケンタウリ A (リギル ケンタウルス) | |
| 赤経 | 14時間39分36.49400秒[1] |
| 偏角 | −60° 50′ 02.3737″ |
| 見かけの等級 （V） | +0.01 [2] |
| αケンタウリB（トリマン） | |
| 赤経 | 14時間39分35.06311秒[1] |
| 偏角 | −60° 50′ 15.0992″ |
| 見かけの等級 （V） | +1.33 [2] |
| 特徴 | |
| あ | |
| スペクトル型 | G2V [3] |
| U−B色指数 | +0.24 [引用が必要] |
| B−V色指数 | +0.71 [2] |
| B | |
| スペクトル型 | K1V [3] |
| U−B色指数 | +0.68 [引用が必要] |
| B−V色指数 | +0.88 [2] |
| 天体測量 | |
| あ | |
| 視線速度(R v ) | −21.4 ± 0.76 [4] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: −3679.25 [1] マス/年 12 月: 473.67 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 750.81 ± 0.38 mas [5] |
| 距離 | 4.344 ± 0.002 光年 (1.3319 ± 0.0007 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 4.38 [6] |
| B | |
| 視線速度(R v ) | −18.6 ± 1.64 [4] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: −3614.39 [1] マス/年 12 月: +802.98 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 750.81 ± 0.38 mas [5] |
| 距離 | 4.344 ± 0.002 光年 (1.3319 ± 0.0007 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 5.71 [6] |
| 軌道[5] | |
| 主要な | あ |
| 仲間 | B |
| 期間（P） | 79.762 ± 0.019 年 |
| 半長径(a) | 17.493 ± 0.0096インチ |
| 偏心度（e） | 0.519 47 ± 0.000 15 |
| 傾斜（i） | 79.243 ± 0.0089 ° |
| ノードの経度（Ω） | 205.073 ± 0.025 ° |
| 近点期 （T ） | 1 875 .66 ± 0.012 |
| 近点引数（ω） （二次） | 231.519 ± 0.027 ° |
| 詳細 | |
| αケンタウリA | |
| 質量 | 1.0788 ± 0.0029 [ 5] M☉ |
| 半径 | 1.2175 ± 0.0055 [5 ] R☉ |
| 明るさ | 1.5059 ± 0.0019 [ 5] L☉ |
| 表面重力（log g） | 4.30 [7] グラフ |
| 温度 | 5,804 ± 13 [8] K |
| 金属度[Fe/H] | 0.20 ± 0.01 [8] デックス |
| 回転 | 28.3 ± 0.5 日[9] |
| 回転速度( v sin i ) | 2.7 ± 0.7 [10] km/s |
| 年 | >4.8 ギガ |
| αケンタウリB | |
| 質量 | 0.9092 ± 0.0025 [5 ] M☉ |
| 半径 | 0.8591 ± 0.0036 [ 5] R☉ |
| 明るさ | 0.4981 ± 0.0007 [ 5] L☉ |
| 表面重力（log g） | 4.37 [7] CG |
| 温度 | 5,207 ± 12 [8] K |
| 金属度[Fe/H] | 0.24 ± 0.01 [8] デックス |
| 回転 | 36.7 ± 0 .3日[11] |
| 回転速度( v sin i ) | 1.1 ± 0.8 [12] km/s |
| 年 | 5.3 ± 0.3 [13] ギガ |
| その他の指定 | |
| α Cen A : リギル ケンタウルス、リギル ケント、α 1ケンタウリ、HR 5459、HD 128620、GCTP 3309.00、LHS 50、SAO 252838、HIP 71683 | |
| α Cen B : トリマン、α 2ケンタウリ、HR 5460、HD 128621、LHS 51、HIP 71681 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | AB |
| あ | |
| B | |
| 太陽系外惑星アーカイブ | データ |
| アリンス | データ |
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アルファ ケンタウリ( α Centauri、α Cen、またはAlpha Cen ) は、ケンタウルス座の南にある三重星系です。リギル・ケンタウルス( α ケンタウリ A )、トリマン( α ケンタウリ B )、プロキシマ・ケンタウリ( α ケンタウリ C )の 3 つの星で構成されています。 [14]プロキシマ・ケンタウリは、4.2465 光年(1.3020 pc ) の距離で太陽に最も近い星です。
α ケンタウリ Aと B は太陽に似た恒星 (それぞれG 型とK型) で、連星系α ケンタウリ AB を形成しています。肉眼では、この 2 つの主成分は、見かけの等級が -0.27 の単一の恒星のように見えます。この恒星は星座の中で最も明るい恒星で、夜空ではシリウスとカノープスに次いで3 番目に明るい恒星です。
αケンタウリA （リギル・ケンタウルス）は、太陽の1.1倍の質量と1.5倍の光度を持ち、αケンタウリB （トリマン）は太陽の0.9倍の質量と0.5倍未満の光度と、より小さく低温です。[15]これら2つの惑星は共通の中心の周りを79年の公転周期で公転しています。[16]楕円軌道は偏心しており、AとBの間の距離は、 冥王星と太陽の距離とほぼ同じ35.6天文単位（AU ）から、土星と太陽 の距離とほぼ同じ11.2 AUまで変化します。
αケンタウリC、またはより一般的にはプロキシマ・ケンタウリは、小さくて暗い赤色矮星（Mクラス）です。肉眼では見えませんが、プロキシマ・ケンタウリは太陽に最も近い恒星で、距離は4.24光年（1.30パーセク）で、αケンタウリABよりもわずかに近くなります。現在、プロキシマ・ケンタウリとαケンタウリABの間の距離は約13,000 AU（0.21光年）で、[17]海王星の軌道半径の約430倍に相当します。
プロキシマ・ケンタウリには2つの惑星が確認されている。1つは2016年に発見された地球サイズの惑星で、居住可能領域内にあるプロキシマbまたはαケンタウリCb、もう1つは2022年に発表された、恒星に非常に近い軌道を周回する地球近傍候補のプロキシマd （αケンタウリCd）である。 [18] 2019年に発見された1.5AU 離れたミニ海王星であるプロキシマc （αケンタウリCc）の存在は議論の的となっている。[19] αケンタウリAには居住可能領域内に海王星サイズの惑星がある可能性があるが、それが惑星であるかどうかはまだ確実にはわかっておらず、発見メカニズムの産物である可能性がある。[20] αケンタウリBには既知の惑星はありません。2012年に発見されたとされる惑星αケンタウリBbは後に反証され、[21]他の惑星はまだ確認されていません。
語源と命名法
α ケンタウリ（ラテン語表記ではAlpha Centauri ）は、1603年にJ. バイエルによって与えられた星座の名称である。この星座はケンタウルス座に属し、ギリシャ神話に登場する半人半馬の生き物にちなんで名付けられた。ヘラクレスは誤ってケンタウロスを傷つけ、その死後天に置いた。α ケンタウリはケンタウロスの右前ひずめを示している。 [ 22]通称Rigil Kentaurusは、アラビア語訳رجل القنطورس Rijl al-Qinṭūrusのラテン語表記で、 「ケンタウロスの足」を意味する。[23] [24] Qinṭūrus は、ギリシャ語のΚένταυρος (Kentaurus)のアラビア語音訳である。[25]この名前はリギル・ケント（/ ˈ r aɪ dʒ əl ˈ k ɛ n t /）またはリギルと略されることが多いが、後者の名前はリゲル（オリオン座β星）のほうがよく知られている。[26] [27] [28] [23] [29] [b]
ヨーロッパの文献に見られる別名トリマンは、アラビア語のالظليمان aẓ-Ẓalīmān (古い転写ではaṭ-Ṭhalīmān ) の近似語で、「（2羽の雄の）ダチョウ」を意味し、ザカリヤ・アル＝カズウィニーがいて座のラムダ星とム星のペアに付けた呼称である。古い星図ではどの名前がどの星（または複数の星々）に当てはまるのかが明確でないことが多く、参照対象は時とともに変化した。[33]トリマンという名前は、ヤコブス・ゴリウスの1669年版のアル＝ファルガニの概説に由来する。トリマーンは、アルファ・ケンタウリが主星を形成したアステリズムの名前であるアラビア語名الظلمان al-Ẓulmān「ダチョウ」をゴリウスがラテン語化したものである。[34] [35] [36] [37]
αケンタウリCは1915年にロバート・TA・イネスによって発見され、[38]彼はこれをラテン語で「ケンタウルス 座に最も近い[星] 」という意味のプロキシマ・ケンタウルス[39]と名付けることを提案しました。 [40]プロキシマ・ケンタウリという名前は後に広く使われるようになり、現在では国際天文学連合（IAU）によって承認された正式名称として記載されています。[41] [42]一般に、プロキシマと略されることが多いです。
2016年、国際天文学連合（IAU）の星名作業部会[14]は、複数の星系ではなく個々の構成星に固有名詞を付与することを決定し、[43]、αケンタウリAに限定してリギル・ケンタウルス（/ ˈ r aɪ dʒ əl k ɛ n ˈ t ɔːr ə s / ）という名前を承認し、 αケンタウリCにはプロキシマ・ケンタウリ（/ ˈ p r ɒ k s ɪ m ə s ɛ n ˈ t ɔːr aɪ /）という名前を承認した。[44] 2018年8月10日、国際天文学連合はαケンタウリBにトリマン（/ ˈ t ɒ l ɪ m æ n /）という名前を承認した。[45]
その他の名前
19世紀、北部のアマチュア普及主義者EHバリットは、今では知られていない名前であるBungula（/ ˈ b ʌ ŋ ɡ juː l ə /）を使用していました。[46]その起源は不明ですが、ギリシャ文字のベータ（β）とラテン語のungula 「蹄」から作られた造語で、元々はBeta Centauri（もう一方の蹄）を意味していました。[26] [23]
中国天文学において、南門 Nán Ménは南の門を意味し、アルファ・ケンタウリとイプシロン・ケンタウリからなる星座を指す。そのため、アルファ・ケンタウリ自体の中国名は南門二 Nán Mén Èr、つまり南門の2番目の星である。 [47]
オーストラリアのビクトリア州北西部の先住民族ブーロン族にとって、アルファ・ケンタウリとベータ・ケンタウリはベルンベルムグル[48]であり、その勇敢さと破壊力で知られる2人の兄弟で、チンガル「エミュー」（コールサック星雲）を槍で突き殺した。[49]ウォッジョバルク語の形はブラム・ブラム・ブルトである。[48]
観察
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ケンタウルス座のαセンの位置肉眼では、αケンタウリABは単独の星に見え、南の星座ケンタウルス座で最も明るい。[50]見かけの角間隔は、約80年間で2秒角から22秒角の間で変化する（肉眼の分解能は60秒角）が、[51]軌道の大部分では、どちらも双眼鏡や小型望遠鏡で容易に分離できる。[52]見かけの等級が−0.27 （A等級とB等級を合わせた等級）のαケンタウリは、1等星で、シリウスとカノープスより暗い。[50]これは、ザ・ポインターまたはザ・サザン・ポインターの外側の星で、[52]約4.5°西のβケンタウリ（ハダル/アゲナ）を通る線が[53]南十字星、つまり南十字星を指していることから、このように呼ばれている。[52] [54]ポインターは、真の南十字星と偽の十字として知られるより暗い星座を簡単に区別します。[55]
南緯約29度より南では、ケンタウルス座α星は周極星となり、地平線の下に沈むことはない。[c]北緯約29度より北では、ケンタウルス座α星は決して昇らない。北緯29度から赤道にかけて見ると、ケンタウルス座α星は南の地平線近くに位置する（メキシコのエルモシージョやチワワ市、テキサス州ガルベストン、フロリダ州オカラ、スペイン領カナリア諸島ランサローテ島付近）が、それは南極点付近の短い期間のみである。[53]この星は毎年、4月24日の現地時間深夜と6月8日の現地時間午後9時に南極点を迎える。[53] [56]
地球から見ると、プロキシマ・ケンタウリはαケンタウリABから南西に2.2度離れており、この距離は月の角直径の約4倍である。[57]プロキシマ・ケンタウリは、まばらな星域の中で典型的な見かけの等級11.1の深紅の星として見え、見るには中くらいの大きさの望遠鏡が必要である。変光星総合カタログバージョン4.2にV645 Cenとして記載されているこの紫外線くじら座の星、または「フレア星」は、可視波長で0.6等級ほども突然明るくなり、その後わずか数分後に暗くなることがある。[58]アマチュアおよびプロの天文学者の中には、光学望遠鏡または電波望遠鏡を使用して、定期的に爆発的な現象を監視している人もいる。[59] 2015年8月、この星で記録された最大のフレアが発生し、8月13日にBバンド（青色光領域）で通常の8.3倍の明るさになった。[60]
アルファケンタウリは局部バブルのG雲の中にある可能性があり、[61]最も近い既知の系はアルファケンタウリから3.6光年（1.1パーセク）離れた褐色矮星連星系ルーマン16である。 [62]
観察履歴
アルファ・ケンタウリは、2世紀にプトレマイオスの『アルマゲスト』に付属した星表に記載されている。彼はその黄道座標を与えたが、黄道緯度が南44°10′と書かれているのか、南41°10′と書かれているのかについては文献によって異なっている。[63]（現在、黄道緯度は南43.5°であるが、固有運動によりプトレマイオスの時代から1度未満減少している。）プトレマイオスの時代には、アルファ・ケンタウリは北緯31°でエジプトのアレクサンドリアから見えたが、歳差運動により赤緯は現在南-60°51′になっており、その緯度ではもう見ることができない。イギリスの探検家ロバート・ヒューズは、 1592年の著書Tractatus de Globisの中で、カノープスやアケルナルとともに、アルファ・ケンタウリをヨーロッパの観測者の注目を集め、次のように述べています。
さて、私がこれらの地域で知覚できた一等星は、イギリスでは決して見られない3つだけです。最初の星は、アルゴ船尾の明るい星で、カノープスと呼ばれています。2番目はエリダヌス座の端にあります。3番目はケンタウロス座の右足にあります。[64]
アルファ・ケンタウリABの連星性は、1689年12月にジャン・リショーがプドゥチェリーの観測所から通過する彗星を観測していたときに認識されました。アルファ・ケンタウリは、ミザールABとアクルックスに続いて発見された3番目の連星でした。[65]
アルファ・ケンタウリABの大きな固有運動は、セントヘレナ島から観測していたマヌエル・ジョン・ジョンソンによって発見され、彼はケープ・オブ・グッドホープ王立天文台のトーマス・ヘンダーソンにそれを知らせた。アルファ・ケンタウリの視差は、その後ヘンダーソンが1832年4月から1833年5月にかけてABシステムの厳密な位置観測を何度も行い、決定した。しかし、ヘンダーソンは結果が大きすぎて真実ではないと疑い、結果を公表しなかったが、ベッセルが1838年に白鳥座61番星の視差を正確に決定したと発表した後、1839年に最終的にその結果を発表した。 [66]このため、ヘンダーソンの研究が当初十分に認められなかったため、アルファ・ケンタウリは距離が測定された2番目に恒星と見なされることがある。[66] (アルファ・ケンタウリから地球までの距離は現在4.396 光年、つまり4.159 × 10 13 kmと計算されている。)
その後、ジョン・ハーシェルは1834年に初めてマイクロメータによる観測を行った。[68] 20世紀初頭からは写真乾板を使った測定も行われている。[69]
1926年までに、ウィリアム・スティーブン・フィンセンは、現在このシステムで受け入れられているものに近いおおよその軌道要素を計算しました。 [70]将来の位置はすべて、視覚観測者が連星の暦から星の相対的な位置を決定できるほど十分に正確になりました。[71] D.プールベ（2002）などの他の人は、新しく公開された軌道要素の精度を定期的に改良してきました。[16]
ロバート・T・A・イネスは、 1915年に固有運動調査中に異なる時間に撮影された写真乾板の点滅により、プロキシマ・ケンタウリを発見した。これらの写真乾板は、大きさと方向の両方でαケンタウリABに類似した大きな固有運動と視差を示しており、プロキシマ・ケンタウリはαケンタウリ系の一部であり、 αケンタウリABよりもわずかに地球に近いことが示唆された。そのため、イネスはプロキシマ・ケンタウリがこれまで発見された地球に最も近い恒星であると結論付けた。
運動学
αケンタウリの全構成要素は、背景の空に対して顕著な固有運動を示している。何世紀にもわたって、このためそれらの見かけの位置はゆっくりと変化している。[72]固有運動は古代の天文学者には知られていなかった。ほとんどの人は、哲学者アリストテレスの著作に述べられているように、星は天球上に永久に固定されていると想定していた。 [73] 1718年、エドモンド・ハレーは、いくつかの星が古代の天体測定上の位置から大幅に移動していることを発見した。[74]
1830年代、トーマス・ヘンダーソンは、数多くの天体測定による壁円観測を分析して、αケンタウリまでの真の距離を発見しました。 [75] [76]その後、ヘンダーソンはこの系もおそらく高い固有運動を持っていることに気づきました。[77] [78] [70]この場合、見かけの恒星の動きは、ニコラ・ルイ・ド・ラカイユによる1751年から1752年の天体測定観測を使用して、[79]異なる時代の2つの測定位置の観測された差によって発見されました。
計算されたαケンタウリABの質量中心の固有運動は、西方向に約3620質量/年（1年あたりミリ秒）、北方向に694質量/年で、西から11°北の方向に全体で3686質量/年運動することになる。[80] [d]質量中心の運動は、1世紀あたり約6.1 分角、1千年紀あたり1.02 °である。西方向の速度は23.0 km/s（14.3 mi/s）、北方向は4.4 km/s（2.7 mi/s）である。分光法を用いて、平均視線速度は太陽系に向かって約22.4 km/s（13.9 mi/s）であると決定された。[80]これにより、太陽に対する速度は32.4km/s（20.1mi/s）となり、近くの恒星の速度分布のピークに非常に近くなります。[81]
地球から見ると、αケンタウリABはほぼ正確に天の川銀河の平面上にあるため、その背後に多くの星が見える。2028年5月初旬、 αケンタウリAは地球と遠くの赤い星の間を通過し、その際にアインシュタインリングが観測される確率は45％である。今後数十年間に他の合も発生し、正確な固有運動の測定が可能になり、惑星に関する情報が得られる可能性がある。[80]
予測される将来の変化
この星系の共通の固有運動と視線速度に基づくと、αケンタウリは空での位置を大きく変え続け、徐々に明るくなっていきます。例えば、西暦6200年頃には 、 αケンタウリの真の運動により、 βケンタウリと極めて珍しい一等星の合が起こり、南の空に明るい光学二重星が形成されます。 [54]その後、南十字星のすぐ北を通過し、北西に上昇して現在の天の赤道に向かい、銀河面から離れていきます。西暦26700 年頃までに、現在のうみへび座で、 αケンタウリは0.90パーセク（2.9 光年）離れた近日点に到達しますが 、[82]その後の計算では、これは西暦27000年に起こると示唆されています。[83]最接近時には、αケンタウリの最大視等級は-0.86となり、現在のカノープスの等級に匹敵するが、それでもシリウスの等級を超えることはない。シリウスは今後6万年かけて徐々に明るくなり、今後21万年間は地球から見える最も明るい恒星（太陽以外）であり続けるだろう。[84]
恒星系
アルファケンタウリは三重星系で、2つの主星AとBが連星系を構成している。ABの呼称、または古いA×Bは、多重星系における伴星に対する主連星系の質量中心を表す。[85] AB-Cは、中心連星に対するプロキシマケンタウリの成分を指し、質量中心と外側の伴星の間の距離である。プロキシマ（C）とアルファケンタウリAまたはBのいずれかの間の距離はほぼ同じであるため、AB連星系は単一の重力物体として扱われることがある。[86]
軌道特性
アルファ・ケンタウリのA星とB星の公転周期は79.762年である。軌道離心率はほぼ0.52であり、中程度の離心率である。[5]最接近時または近点距離は11.2 AU (1.68 × 10 9 km)で、太陽と土星との距離とほぼ同じである。最遠距離または離点距離は35.6 AU (5.33 × 10 9 km)で、太陽と冥王星との距離とほぼ同じである。[16]最も最近の近点距離は1955年8月で、次は2035年5月に発生する。最も最近の離点距離は1995年5月で、次は2075年に発生する。
地球から見ると、AとBの見かけの軌道は、それらの分離と位置角（PA）が投影された軌道全体にわたって継続的に変化していることを意味します。2019年に観測された恒星の位置は、PA 337.1°で4.92秒角離れており、2020年には345.3°で5.49秒角に増加します。 [16]最近の最接近は2016年2月で、PA 300°で4.0秒角でした。[16] [88]これらの星の観測された最大距離は約22秒角で、最小距離は1.7秒角です。[70]最も広い分離は1976年2月に発生し、次は2056年1月です。[16]
アルファ・ケンタウリCはアルファ・ケンタウリABから約13,000 AU（0.21光年、1.9 × 10 12 km）離れており、アルファ・ケンタウリABと太陽の間の距離の約5％に相当します。[17] [57] [69] 2017年まで、その小さな速度と軌道の測定は精度が低すぎ、年数も短かったため、アルファ・ケンタウリABに結合しているのか、無関係なのかを判断することができませんでした。
2017年に行われた視線速度測定は、プロキシマ・ケンタウリとアルファ・ケンタウリABが重力で結びついていることを実証するのに十分な精度であった。[17]プロキシマ・ケンタウリの公転周期はおよそ511 000+41 000
−30 000太陽の公転周期は0.5年で、水星よりもずっと大きい。プロキシマ・ケンタウリは4100+700
−600 ABのAUは近点にあり、その遠点が12 300+200
−100 AU . [5]
物理的特性
星震学の研究、彩層活動、恒星の回転（ジャイロクロノロジー）はすべて、アルファケンタウリ系の年齢が太陽と同程度か、わずかに古いことと一致している。 [89]アルファケンタウリの恒星の恒星パラメータに対する厳密な観測的制約を組み込んだ星震学の分析により、4.85 ± 0.5 Gyr、[90] 5.0 ± 0.5 Gyr、[91] 5.2 ± 1.9 Gyr、[92] 6.4 Gyr、[93]および6.52 ± 0.3 Gyr。[94]彩層活動（カルシウムHとKの放出）に基づく星の年齢推定値は4.4 ± 2.1 Gyrであるのに対し、ジャイロクロノロジーでは5.0 ± 0.3 Gyr。[89] 恒星進化理論によれば、質量とスペクトル特性から、両方の恒星は太陽よりわずかに古く、50億から60億年であると推定される。[57] [95]
軌道要素から、アルファ・ケンタウリABの全質量は約2.0 M ☉ [e]で 、太陽の2倍に相当します。[70]個々の恒星の平均質量はそれぞれ約1.08 M ☉と0.91 M ☉ですが、[5]近年では1.14 M ☉や0.92 M ☉など、わずかに異なる質量も引用されており 、[96]合計すると2.06 M ☉となります。アルファ・ケンタウリAとBの絶対等級はそれぞれ+4.38と+5.71です。
アルファケンタウリABシステム
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アルファケンタウリA
アルファ・ケンタウリAは、リギル・ケンタウルスとしても知られ、連星系の主星です。太陽のような主系列星で、似たような黄色がかった色をしています。[97]スペクトル型はG2-Vです。[ 3]質量は太陽より約10%大きく、[90]半径は太陽より約22%大きいです。[98]夜空で最も明るい個々の恒星の中で、見かけの等級は+0.01で4番目に明るく、 [2]見かけの等級はアークトゥルスよりわずかに暗いです。
アルファケンタウリAの磁気活動のタイプは太陽のものと似ており、恒星の自転によって変調された恒星黒点によるコロナの変動を示しています。しかし、2005年以降、活動レベルは太陽の歴史的なマウンダー極小期に似た極小期に落ち込んでいます。あるいは、非常に長い恒星活動周期があり、極小期からゆっくりと回復している可能性があります。[99]
アルファケンタウリB
アルファケンタウリBはトリマンとも呼ばれ、連星系の2番目の星です。スペクトル型K1-Vの主系列星で、アルファケンタウリAよりもオレンジ色をしています。[97]質量は太陽の約90％で、直径は14％小さいです。Aよりも光度は低いですが、アルファケンタウリBはX線帯域でより多くのエネルギーを放射しています。[100]その光度曲線は短い時間スケールで変化し、少なくとも1回のフレアが観測されています。[100]アルファケンタウリAよりも磁気的に活発で、周期的な磁気運動を示しています。太陽の11年に比べて8.2 ± 0. 2年であり、太陽のコロナ光度の最小から最大への変化は約半分である。 [99]アルファケンタウリBの見かけの等級は+1.35で、ミモザよりもわずかに暗い。[44]
アルファ ケンタウリ C (プロキシマ ケンタウリ)
アルファケンタウリCはプロキシマケンタウリとしてよく知られ、スペクトルクラスM6-Veの小さな主系列赤色矮星です。絶対等級は+15.60で、太陽の20,000倍以上暗いです。その質量は0.1221 M ☉。[101]太陽に最も近い恒星ですが、暗すぎて肉眼では見えません。[102]
惑星系
アルファ ケンタウリ系全体では、プロキシマ ケンタウリの周囲に 2 つの惑星が確認されています。すべての恒星の周囲に他の惑星が存在すると主張されていますが、発見されたものはいずれも確認されていません。
プロキシマ・ケンタウリの惑星
プロキシマ・ケンタウリbは、2016年にヨーロッパ南天天文台（ESO）の天文学者によって発見された地球型惑星である。推定最小質量は1.17 M E（地球質量）で、プロキシマ・ケンタウリから約0.049 AUの距離を周回しており、この恒星のハビタブルゾーン内にある。[103] [104]
プロキシマ・ケンタウリcの発見は2020年に正式に発表され、スーパーアースまたはミニ海王星である可能性がある。[105] [106]質量は約7 M Eで、プロキシマ・ケンタウリから約1.49 AUの距離を1,928日（5.28年）周期で周回している。[107] 2020年6月、この惑星の直接画像検出の可能性があり、大きなリングシステムの存在が示唆された。[108]しかし、2022年の研究ではこの惑星の存在に異議を唱えた。[19]
2020年に発表されたプロキシマbの質量を精査した論文では、周期が50日未満の0.6 M Eを超える質量の伴星の存在は除外されているが、著者らは周期が5.15日の視線速度曲線を検出しており、質量が約0.29 M Eの惑星の存在を示唆している。[104]この惑星、プロキシマ・ケンタウリdは2022年に確認された。[18] [19]
アルファケンタウリAの惑星
2021年、アルファ・ケンタウリAの周囲に候補惑星1（またはC1）が発見された。この惑星は、約1.1AUの軌道を約1年周期で周回し、質量は海王星と土星の半分の間であると考えられているが、塵の円盤または人工物である可能性がある。C1が背景の恒星である可能性は排除されている。[109] [20]この候補が確認された場合、仮称C1は現在の命名規則に従って、科学的名称アルファ・ケンタウリAbに置き換えられる可能性が高い。[110]
GOサイクル1の観測は、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）でアルファ・ケンタウリAの周りの惑星を探すとともに、むし座イプシロン星の観測も計画されている。[111] 2023年7月26日と27日に行われたコロナグラフ観測は失敗に終わったが、2024年3月には追跡観測が行われる予定である。 [112]打ち上げ前の見積もりでは、JWSTは1～3 AUで半径5 R🜨の惑星を発見できると予測されていた。3～6か月ごとに複数回の観測を行うことで、限界を3 R🜨まで押し下げることができる。[113] HIP 65426 bの観測に基づく打ち上げ後の見積もりでは、JWSTはアルファ・ケンタウリAにさらに近い惑星を発見でき、0.5～2.5 AUで5 R🜨の惑星を発見できる可能性がある。[114]候補1の半径は3.3～11 R 🜨 [20]と推定され、1.1 AUの軌道を周回している。そのため、JWSTの観測範囲内である可能性が高い。
アルファケンタウリBの惑星
アルファ・ケンタウリBの周囲に惑星が存在するという最初の主張は、 2012年にアルファ・ケンタウリBbの主張であり、これは地球と同質量で3.2日の軌道を周回する惑星であると提案された。[115]この主張は、見かけ上の惑星が視線速度データの処理方法による人工物であることが判明し、2015年に反証された。 [116] [117] [21]
ハッブル宇宙望遠鏡を用いた惑星Bbの太陽面通過の探索は、2013年から2014年にかけて 行われた。この探索では、半径約0.92 Rの別の惑星に関連している可能性のある、太陽面通過に似た現象が1つ検出された。この惑星は、アルファ・ケンタウリBを20.4日以下の公転周期で周回する可能性が最も高く、これより長い公転周期になる可能性はわずか5%である。可能性のある軌道の中央値は12.4日である。軌道離心率は0.24以下であると考えられる。[118]この惑星には溶岩の湖がある可能性があり、生命が存在するにはアルファ・ケンタウリBに近すぎる。[119]これが確認されれば、この惑星はアルファ・ケンタウリBcと呼ばれるかもしれない。しかし、これは発見されたものではないため、文献ではこの名前は使われていない。
仮想惑星
アルファケンタウリ系には、アルファケンタウリAまたはアルファケンタウリBを個別に周回するか、アルファケンタウリABの周りを大きな軌道で周回する追加の惑星が存在する可能性があります。両方の恒星は太陽と非常に似ているため（たとえば、年齢や金属量）、天文学者はアルファケンタウリ系の惑星の詳細な探索に特に興味を持っています。いくつかの確立された惑星探索チームは、さまざまな視線速度法または恒星通過法を使用して、これら2つの明るい恒星の周りを探索しました。[120]これまでのすべての観測研究では、褐色矮星またはガス巨星の証拠は見つかっていません。[120] [121]
2009年、コンピューターシミュレーションにより、アルファケンタウリBのハビタブルゾーン（恒星から0.5～0.9 AUの範囲）の内縁付近で惑星が形成された可能性があることが示された。アルファケンタウリのペアは当初はより広い距離で形成され、後に互いに接近した可能性がある（密集した星団で形成された場合、その可能性がある）などの特定の特別な仮定により、恒星から離れた場所に集積に適した環境が存在する可能性がある。[122]アルファケンタウリAの周りの天体は、その強い重力により、わずかに遠い距離を周回できる。さらに、アルファケンタウリの周りを近い軌道で周回する褐色矮星やガス巨星がないため、地球型惑星が存在する可能性が他の場合よりも高い。[123]理論的研究によると、視線速度分析により、アルファケンタウリBのハビタブルゾーンに1.8 M Eの仮想惑星が検出される可能性があることが示唆されている 。[124]
高精度視線速度惑星探査 分光器によるアルファケンタウリBの視線速度測定は、恒星の居住可能領域（すなわち、公転周期P = 200日）内の4 MEの惑星を検出するのに十分な感度であった が、惑星は検出されなかった。[115]
現在の推定では、アルファケンタウリ周辺で地球のような惑星が発見される確率は約75%です。[125]視線速度法によるハビタブルゾーンでの惑星検出の観測閾値は、現在（2017年）アルファケンタウリAで約53 M E、アルファケンタウリBで8.4 M E、 プロキシマケンタウリで0.47 M Eと推定されています 。[126]
初期のコンピュータ生成による惑星形成モデルでは、アルファケンタウリAとBの両方に地球型惑星が存在すると予測されていたが[124] [127]、最近の数値研究では、伴星の重力によって惑星の集積が困難になることが示された。[122] [128]これらの困難にもかかわらず、スペクトル型、恒星の種類、年齢、軌道の安定性が太陽と似ていることから、この恒星系は、潜在的な惑星に地球外生命を宿す可能性が最も高い星の1つである可能性があると示唆されている。[6] [123] [129] [127]
太陽系では、かつては木星と土星が彗星を太陽系内に乱流させ、内惑星に水やその他のさまざまな氷の供給源を提供する上で重要な役割を果たしていると考えられていました。 [130]しかし、ハレー彗星、百武彗星、ヘール・ボップ彗星、2002T7彗星、タットル彗星の重水素と水素の同位体比（D/H）の同位体測定で、地球の海の水の約2倍の値が得られるため、最近のモデルと研究では、地球の水の10%未満が彗星から供給されたと予測されています。αケンタウリ系では、 αケンタウリ系の形成時にプロキシマ・ケンタウリが惑星の円盤に影響を与え、αケンタウリ周辺の領域を揮発性物質で豊かにした可能性があります。[131]例えば、αケンタウリBがαケンタウリAを周回するガス惑星を持っていたり（あるいはその逆）、αケンタウリAとB自体が、太陽系で木星と土星が行ったように、彗星を互いの内惑星系に乱すことができたりすれば、この説は無視されるだろう。[130]このような氷の天体は、おそらく他の惑星系のオールトの雲にも存在するだろう。ガス惑星の重力や近くの恒星の通過による撹乱の影響を受けると、これらの氷の天体の多くは恒星に向かって移動する。[130]このような考えは、遠い将来にオールトの雲が撹乱されて活動彗星の数が増える可能性があるときにも、αケンタウリや他の恒星が太陽系に接近するときに当てはまる。[82]
居住可能領域内にあるためには、アルファケンタウリAの周りの惑星の軌道半径は約1.2から2.1 AUの範囲で、液体の水が存在するのに適した惑星温度と条件を備えている。[132]やや明るさが劣り、温度が低いαケンタウリBの場合、居住可能領域は約0.7～1.2AU [132 ]
そのような惑星の証拠を見つけるという目標を掲げ、プロキシマ・ケンタウリとαケンタウリABはNASAの宇宙干渉計ミッション（SIM）の「Tier-1」ターゲット星に挙げられていた。この新しい機器を使えば、「Tier-1」ターゲットから2AU以内にある地球の3倍以下の質量の惑星を検出することも可能だっただろう。[133]しかし、SIMミッションは2010年に財政問題で中止された。[134]
恒星周円盤
2007年から2012年までの観測に基づく研究では、 αケンタウリABを取り囲む24μm（中/遠赤外線）バンドでわずかに過剰な放射が見つかりました。これは、まばらな恒星周円盤または高密度の惑星間塵の証拠として解釈できる可能性があります。[135]総質量は10−7～10これは月の質量の−6倍、または太陽系の黄道雲の質量の10～100倍に相当します。 [135]このような円盤が両方の星の周りに存在する場合、 αケンタウリAの円盤は2.8 AUまで安定し、αケンタウリBの円盤は2.5 AU まで安定する可能性があります。 [135]この場合、Aの円盤は完全に霜線の内側にあり、Bの外側の円盤の小さな部分はすぐ外側にあります。 [135]
このシステムからの眺め
αケンタウリABから見た空は、ケンタウルス座で最も明るい星であるαケンタウリAB自体が星座に存在しないことを除いて、地球から見た空とほとんど同じように見えるでしょう。太陽は見かけの等級が+0.5の白い星として見え、[136]地球から見たベテルギウスの平均輝度とほぼ同じです。それはαケンタウリABの現在の赤経と赤緯の反対側の点で、カシオペヤ座の東部の02時39分36秒+60°50′02.308″（2000年）にあり、星座の他のすべての星を簡単に上回ります。太陽が等級3.4の星カシオペヤイプシロンの東、ハート星雲のほぼ正面にあるため、カシオペヤ座の「W」の星のラインは「/W」の形になります。[137]
近くにある他の恒星の配置も、かなり劇的な影響を受ける可能性がある。シリウスは、太陽系から 9.2 光年離れており、等級は -1.2 で、依然として夜空で最も明るい恒星であるが、オリオン座ではベテルギウスから 1 度未満しか離れていない。プロキオンも太陽からわずかに離れており、ふたご座の真ん中でポルックスよりも明るくなる。
αケンタウリAまたはBのどちらかの周囲にある惑星は、もう一方の恒星を非常に明るい副星として見ることになる。例えば、αケンタウリAから1.25AUの 距離にある地球のような惑星（公転周期1.34年）は、主星から太陽のような光を照射され、αケンタウリBは5.7～8.6等級暗く（-21.0～-18.2）、 αケンタウリAの190～2,700倍暗いが、それでも満月より150～2,100倍明るい。逆に、 α Cen Bから0.71 AUにある地球のような惑星(公転周期は 0.63 年) は、主星からほぼ太陽のような照明を受け、α Cen A は4.6～7.3 等級暗く (-22.1～-19.4) 見え、α Cen Bより 70～840 倍暗いものの、それでも満月より 470～5,700 倍明るい。
プロキシマ・ケンタウリは、現在の距離では等級4.5、近点では等級2.6と、多くの恒星のうちの1つとして暗く見えるだろう。[138]
将来の探査
アルファ・ケンタウリは、有人またはロボットによる恒星間探査の最初のターゲットです。現在の宇宙船技術を使用すると、太陽とアルファ・ケンタウリの間の距離を横断するには数千年かかりますが、ブレークスルー・スターショット計画で検討されているように、核パルス推進またはレーザー光帆技術の可能性により、アルファ・ケンタウリへの旅は20年で可能です。[139] [140] [141]このようなミッションの目的は、その系内に存在する可能性のある惑星をフライバイし、場合によっては写真を撮ることです。[142] [143] 2016年8月にヨーロッパ南天天文台（ESO）によって発表されたプロキシマ・ケンタウリbの存在は、スターショット計画のターゲットになるでしょう。[142] [144]
NASAは2017年に、1969年に人類初の月面着陸を果たしたアポロ11号の100周年に当たる2069年にアルファケンタウリに宇宙船を送るというミッションコンセプトを発表した。NASAの専門家は光速の10% （約1億800万km/h）の速度でも、宇宙船がアルファケンタウリ座に到達するには2113年までに44年かかり、地球に到達するには信号にさらに4年かかり、2117年までに地球に到達することになる。このコンセプトはそれ以上の資金援助や開発は受けなかった。[145] [146]
過去の距離推定
文化の中で
アルファ・ケンタウリは、歴史を通じて、特に南半球で認識され、関連付けられてきました。ポリネシア人はアルファ・ケンタウリを星の航行に使用しており、カマイレホープと呼んでいます。オーストラリアのンガリンジェリ文化では、アルファ・ケンタウリはベータ・ケンタウリとともに、アカエイを追う2匹のサメ、南十字星を表し、インカ文化では、ベータ・ケンタウリとともに、空に見える天の川を形成する星の帯に埋め込まれたラマの形をした暗い星座の目を形成します。古代エジプトでも崇拝され、中国では南門の星座の一部として知られています。 [160]その近さから、アルファ・ケンタウリ系は多くのフィクション作品に登場しています。
参照
注記
- ^ プロキシマ・ケンタウリは重力的にαケンタウリ系に結びついていますが、実用的および歴史的な理由から、独自の記事で詳細に説明されています。
- ^ 綴りにはRigjl Kentaurus、[30]ポルトガル語Riguel Kentaurus、[31] [32]が含まれる。
- ^ これは、星の赤緯( δ ) を知ることで、式 (90°+ δ ) を使用して固定緯度に対して計算されます。α ケンタウリの赤緯は -60° 50′ なので、星が周極となる観測緯度は、南緯 -29° 10′ または 29° より南になります。 同様に、北の観測者にとってα ケンタウリが決して昇らない場所は、北緯 (90°+ δ ) または +29° 北緯より北です。
- ^ 固有運動は秒角よりも小さい角度単位で表され、ミリ秒角（1000分の1秒角）で測定されます。RA における固有運動の負の値は、天空の動きが東から西、赤緯が北から南であることを示します。
- ^ –標準重力パラメータの記事の式を参照してください。
- ^ これらの質量制限は、観測された半径3.3～7 R 🜨から計算され、Wagner et al 2021の論文[20] で惑星の半径から惑星の質量を計算するために引用され、おそらく使用された式に適用されました：R ∝ M 0.55 （ただし、この半径と質量の関係は低質量惑星に対するものであり、より大きなガス惑星に対するものではありません）。したがって、3.3 1.82 = 8.77 M Eおよび7 1.82 = 34.52 M Eです。M sin i ≥ 53 M Eは、保守的なハビタブルゾーンの外縁である2.1 AUにある惑星に対するものであり、したがって質量の上限は、わずか1.1 AUのC 1惑星よりも低くなります。
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、アルファ・ケンタウリに関連するメディアがあります。
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- 「帝国の星」。アルファケンタウリ。southastrodel.com。
- 「アルファケンタウリへの航海」アルファケンタウリ。southastrodel.com。
- 「アルファ・ケンタウリの直接の歴史」。アルファ・ケンタウリ。サウスアストロデル.com。
- 「アルファケンタウリ」。星。glyphweb.com。eSky。
仮想惑星または探査
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