V838 一角獣

V838 一角獣

ハッブル宇宙望遠鏡による、 2006年9月9日のいっかくじゅう座V838星とその周囲の星雲の画像。 クレジット：NASA / ESA
観測データ エポックJ2000.0      春分J2000.0
星座	一角獣
赤経	07時間04分04.822秒[1]
偏角	−03° 50′ 50.53″ [1]
見かけの等級 （V）	6.75（2002）、15.6 [2]
特徴
進化段階	M型 超巨星[3]
スペクトル型	M7.5I -> M5.5I + B3V [3]
変数型	LRN [3]
天体測量
固有運動（μ）	ラ: −0.536 ± 0.229 [4] マス/年 12 月: −0.078 ± 0.174 [4] マス/年
視差（π）	0.163 ± 0.016  mas [5]
距離	19,200 光年 （5,900 ± 400 [6] 個)
詳細
質量	5 – 10 [7] 男性☉
半径	464 [8]  R ☉
明るさ	23,000 [8]  L ☉
温度	3,300 [8]  K
年	4 [9] ミル
その他の指定
V838 月、新星一角獣 2002、GSC 04822-00039
データベース参照
シンバド	データ

いっかくじゅう座V838星（Nova Monocerotis 2002）は、いっかくじゅう座にある、太陽から約19,000光年（6kpc ）離れた激変 連星である。これまで注目されていなかったこの星は、2002年初頭に大規模な爆発を起こしているところが観測され、爆発後の短期間で、知られている最大の恒星の一つとなった。 ^{[10]当初は典型的な}新星爆発であると考えられていたが、その後、明るい赤色新星として知られる新しい種類の爆発変光星の最初のものであることが確認された。爆発の原因はまだ不明であるが、三重連星系内の2つの恒星の合体であると考えられている。

噴火は、近接連星軌道にある2つのB3主系列星のうちの1つで発生した。噴火した星は異常に低温の超巨星として現れ、しばらくの間、伴星を飲み込んだ。2009年までに、超巨星の温度は（2005年以降）3,270 Kに上昇し、その明るさは太陽の15,000倍（L _☉）になったが、その半径は太陽の380倍（R _☉）に減少したが、噴出物は拡大し続けている。^[11]

2002年1月6日、いっかくじゅう座で未知の恒星が明るくなるのを観測された。 [ ^13]この恒星は新しい変光星であったため、いっかくじゅう座の838番目の変光星であるV838 Monocerotisと命名された。初期の光度曲線は新星のそれに似ていた。新星は、白色矮星の表面に、近くの連星系から十分な量の水素ガスが蓄積したときに発生する爆発である。そのため、この天体はNova Monocerotis 2002とも呼ばれる。いっかくじゅう座V838は、2002年2月6日に最大視等級6.75に達し、その後、予想通り急速に暗くなり始めた。しかし、3月初旬、この恒星は特に赤外線波長で再び明るくなり始めた。4月初旬には、赤外線でさらに別の増光が起こった。 2003年、この星は爆発前の明るさ（15.6等級）に近づいたが、青色主系列星ではなく赤色超巨星となった。爆発によって生じた光度曲線は、これまでに観測されたものとは全く異なっていた。^[2] 2009年、この星の明るさは約15,000  L _☉で、^[11]減光がなければ、見かけの等級は8.5に相当する。^[a]

この星は太陽の光度の約100万倍^[14]、絶対等級は-9.8 ^[15]にまで明るくなり、最大時には天の川銀河で最も明るい星の一つとなった。この明るさの増加は、外層の急速な膨張によって引き起こされた。

V838 Monocerotisはパロマーテストベッド干渉計を使用して観測され、半径は1,570 ± 400  R _☉ （木星の軌道半径に匹敵）であり、以前の間接計算を裏付けている。 ^[16]現在受け入れられている距離6,100  pcでは、2004年後半に測定された角直径（1.83  mas）は、半径1,200 ± 150  R _☉であったが、2014年には750 ± 200  R _☉で、アンタレスより約70太陽半径大きい。^[17]膨張はわずか2か月で完了したため、その速度は異常であった。熱力学の法則によれば、膨張するガスは冷却されるため、この恒星は極めて低温で深紅色になった。実際、一部の天文学者は、この恒星のスペクトルは当初L型 褐色矮星のスペクトルに似ていたと主張している。そうだとすれば、いっかくじゅう座V838星は、最初に知られたL型超巨星ということになる。^[18]その後、この恒星は収縮して高温になり、現在ではM型超巨星と考えられている。しかし、現在の距離、ひいては半径の推定値は、これらの論文で想定されていた値より約25%低い。^[15]

V838 いっかくじゅう座の爆発に似た爆発はいくつかある。1988年、アンドロメダ銀河で赤い星が爆発しているのが観測された。M31 -RVと名付けられたこの星は、絶対等級が最大で -9.95（光度 75万 L☉に相当_）に達した後、検出不能なほど暗くなった。同様の爆発であるいて座V4332は、1994年に天の川銀河で発生した。^[19]

噴火によって生じた光の反響の誤った解釈に基づき、当初この星までの距離は1,900～2,900光年と推定された。噴火前の写真から測定された見かけの等級と合わせて、この星は低輝度のF型矮星であると考えられ、大きな謎を抱かせた。^[10]

より正確な測定では、距離は20,000光年（6kpc）と、はるかに長いことが示されました。この恒星は太陽よりもかなり重く、明るかったようです。この恒星の質量は、おそらく太陽の5～10倍（M _☉）です。^[7]この恒星は、 B3Vの伴星を持つB1.5V恒星、またはB4Vの伴星を持つA0.5V恒星のどちらかだったようです。後者の場合、明るさは約550  L _☉（伴星の0.43倍の明るさ）で、前者の場合はより明るかったでしょう（伴星の約1.9倍の明るさ）。^{[7] [b]}この恒星は元々、半径がおよそ5  R _☉で、温度はB型恒星（10,000K以上30,000K未満^[7]）だったと考えられます。Munari et al. (2005)は、原始星は初期質量が約65  M _☉の非常に質量の大きい超巨星であったと示唆したが、^[9]これには異論もある。^[7]この恒星系が比較的若いという点では合意が得られているようだ。ムナリらは、この系の年齢はわずか400万年程度であると結論付けている。

いっかくじゅう座V838のスペクトルには、伴星、おそらく祖星とあまり変わらない熱い青色のB型 主系列星が示されています。 ^[7]また、祖星は伴星よりもわずかに質量が小さく、主系列に入ったばかりである可能性もあります。^[10]

ムナーリらは伴星の光度視差に基づいて、さらに大きな距離である36,000光年（10kpc）を計算した。^[9]

新星や超新星のような急速に明るくなる物体は、光エコーと呼ばれる現象を起こすことが知られています。物体から直接伝わる光が最初に到着します。星の周囲に星間物質の雲がある場合、一部の光は雲から反射されます。経路が長いため、反射光は遅れて到着し、噴出した物体の周囲に広がる光のリングのように見えます。リングは光速よりも速く移動しているように見えますが、実際にはそうではありません。^{[2] [21]}

いっかくじゅう座V838星の場合、生成された光のエコーは前例のないものとなり、ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された画像に詳しく記録されています。写真には破片の膨らんだ球状の殻が写っているように見えますが、実際には、原始星を一方の焦点、観測者をもう一方の焦点とする、膨張し続ける楕円体の照明によって形成されています。そのため、見た目に反して、これらの写真の構造は実際には観測者に向かって凹面になっています。

2003年3月までに、空の光のエコーの大きさは木星の角直径の2倍になり、拡大し続けました。^[22]木星の角直径は30秒角から51秒角まで変化します。

周囲の星雲が恒星自体に関連しているかどうかはまだ明らかではない。もしそうなら、それらは以前の爆発で恒星によって生成された可能性があり、単一の大惨事に基づくいくつかのモデルを除外することになる。^[2]しかし、いっかくじゅう座V838星系は非常に若く、それが形成された星雲にまだ埋め込まれているという強力な証拠がある。 ^[14]

噴火当初は短波長（つまり青みがかった）で放射されており、これは光のエコーで確認できる。ハッブルの画像では外側の境界が青みがかっている。^[2]

この現象や他の明るい赤色新星現象は、2つの星の合体によって引き起こされたと考えられている。いっかくじゅう座V838星の場合、2つの主系列星、つまり8  M _☉の主系列星と0.3  M _☉の前主系列星の合体であった。合体モデルは、爆発中に観測された光度曲線の複数のピークを説明する。^{[14]いっかくじゅう座V838星に似た星、例えば}V1309 Scorpiiのさらなる観測に基づいて、天文学者はこれが最も可能性の高いシナリオであるという結論に達した。^{[1] [23]}

V838一角獣座の噴火については他の説明も発表されている。^[24]

ひと角獣座V838星の爆発は、非常に珍しいものではあるが、結局のところ新星爆発である可能性がある。しかし、この系にはB型星が含まれており、このタイプの星は若く質量が大きいことを考慮すると、これは非常にありそうにない。白色矮星が冷却して十分な物質を集積し、爆発を引き起こすのに十分な時間がなかったのだ。^[19]

いっかくじゅう座V838星は、超新星爆発寸前の漸近巨星分枝後星である可能性がある。光のエコーで照らされた星雲は、実際には星を取り囲む塵の殻であり、以前の同様の爆発時に星によって生成されたものである可能性がある。この増光は、いわゆるヘリウムフラッシュであった可能性がある。これは、死にゆく低質量星の中心核で突然ヘリウム核融合が点火され、星を破壊するのではなく混乱させる現象である。このような現象は、桜井の天体で発生したことが知られている。しかし、いくつかの証拠は、塵がいっかくじゅう座V838星を中心としているのではなく、星間にあるという主張を裏付けている。外殻を失った死にゆく星はそれなりに高温であるはずだが、証拠は若い星であることを示している。^[7]

いくつかの証拠によると、いっかくじゅう座V838星は非常に質量の大きい超巨星である可能性がある。また、この場合も、爆発はヘリウムフラッシュであった可能性がある。非常に質量の大きい星は、このような現象を複数回経験するが、非常に高温のウォルフ・ライエ星として定着する前に、大きな質量損失（主系列中に元の質量の約半分が失われる）を経験する。この理論は、星の周囲に見られる塵の殻も説明できるかもしれない。いっかくじゅう座V838星は、銀河の反中心のほぼ方向に位置し、天の川銀河の円盤からは外れている。銀河系の外縁部では恒星の誕生はそれほど活発ではなく、そのような質量の大きい星がどのようにそこで形成されるのかは明らかではない。しかし、ルプレヒト44や400万年前のNGC 1893のような非常に若い星団が、それぞれ約7キロパーセクと6キロパーセクの距離にある。^[9]

もうひとつの可能性は、いっかくじゅう座V838星が巨大惑星を飲み込んだ可能性である。惑星の1つが恒星の大気圏に突入すると、恒星の大気圏が惑星の速度を落とし始める。惑星が大気圏に深く入り込むと、摩擦が強くなり、運動エネルギーが恒星に急速に放出される。すると恒星の外層が十分に温まって重水素の融合が起こり、急速な膨張につながる。その後のピークは、膨張した外層に他の2つの惑星が入ったときに発生した可能性がある。このモデルの著者らは、天の川銀河の太陽のような恒星では毎年約0.4の惑星捕獲イベントが発生しているのに対し、いっかくじゅう座V838星のような大質量恒星では、その発生率は年間約0.5～2.5であると計算している。^[25]

共通封筒を参照

• 恒星の進化

ウィキメディア・コモンズには、 V838 Monocerotisに関連するメディアがあります。

• AAVSO 今月の変光星、2002 年 12 月: V838 Mon
• ショー12: 閃光 フランク・サマーズ博士が謎の噴出星について語る
• ハッブル宇宙望遠鏡、謎の噴火星から発せられる光が宇宙空間に反響する様子を観測 — STScIプレスリリース STScI-2003-10 (2003 年 3 月 26 日、2006 年 8 月 10 日受領)
• 恒星の爆発から3年経っても光は反響し続けている — STScIプレスリリース STScI-2005-02 (2005年2月3日、2006年8月10日受領)
• ハッブル遺産プロジェクト — 詳細情報と画像 (2006 年 8 月 10 日受信)
• ハッブル宇宙望遠鏡による、星 V838 いっかくじゅう座からの光のエコーの最新画像 — STScIプレスリリース STScI-2006-50 (撮影日: 2005 年 11 月 17 日および 2006 年 9 月 9 日。2006 年 10 月 26 日にリリース)
• ESA/ハッブルのV838
• 2002 年 10 月 3 日の NASA 天文写真。南アフリカ天文台の1 メートル望遠鏡を使用して Lisa Crause が撮影した写真。
• V838 いっかくじゅう座の星座ガイド
• V838 いっかくじゅう座の星は、いまだに天文学者たちを驚かせている ( NYT、2014 年 9 月 3 日)。