HR 4796
HR 4796
HR 4796の主星を塵の輪が取り囲んでいる
観測データエポックJ2000.0      エキノックスJ2000.0
星座ケンタウルス座[ 1 ]
あ
赤経12時間36分01.0318秒[ 2 ]
赤緯−39° 52′ 10.223″ [ 2 ]
見かけの等級 （V）5.77 [ 3 ]
B
赤経12時間36分00.5491秒[ 4 ]
赤緯−39° 52′ 15.694″ [ 4 ]
見かけの等級 （V）13.30 [ 3 ]
特徴
あ
進化段階主系列[ 5 ] [ 2 ]
スペクトル型A0V [ 6 ]
B−V色指数+0.01 [ 7 ]
B
進化段階前主系列[ 8 ]
スペクトル型M2.5V [ 6 ]
天体測量
あ
視線速度（R v）+10.95 ± 0.59 [ 2 ] km/s
固有運動（μ）RA:  −55.653 [ 2 ]マス/年12 月:  −23.880 [ 2 ]マス/年
視差（π）14.1300 ± 0.0471  mas [ 2 ]
距離230.8 ± 0.8 光年 (70.8 ± 0.2  pc )
絶対等級 （M V）+1.46 [ 3 ]
B
視線速度（R v）+6.27 ± 6.72 [ 4 ] km/s
固有運動（μ）RA:  −59.064 [ 4 ]マス/年12 月:  −30.026 [ 4 ]マス/年
視差（π）14.1490 ± 0.0220  mas [ 4 ]
距離230.5 ± 0.4 光年 (70.7 ± 0.1  pc )
絶対等級 （M V）+8.99 [ 3 ]
詳細
コンポーネントA
質量2.18 ± 0.10 [ 9 ]  M ☉
半径1.68 [ 9 ]  R ☉
明るさ23 [ 9 ]  L ☉
表面重力（log  g）4.43 [ 10 ]  cgs
温度9,378 [ 10 ]  K
金属量[Fe/H]–0.03 [ 10 ] デックス
回転速度（v  sin  i）152 [ 11 ]  km/s
年8 ± 2 [ 6 ] ミル
コンポーネントB
質量0.3 [ 12 ]  M ☉
半径0.89 [ 13 ]  R ☉
明るさ0.130 [ 13 ]  L ☉
表面重力（log  g）4.26 [ 13 ]  cgs
温度3,664 [ 13 ]  K
回転速度（v  sin  i）12.1 [ 14 ]  km/s
年8 ± 2 [ 6 ] ミル
その他の指定
CD −39°7717 , CPD −39°5622 , GC 17164 , HD 109573 , HIP 61498 , HR 4796 , SAO 203621 , CCDM J12360-3952 , 2MASS J12360103-3952102 [ 15 ]
データベース参照
シンバッドデータ

HR 4796は、南半球のケンタウルス座にある連星系です。視差測定によると、地球から235光年（72パーセク）の距離にあります。この連星系の2つの構成要素の角度の差は7.7秒角で、推定距離では約560天文単位（AU）、つまり地球と太陽の距離の560倍に相当します。[ 6 ]この恒星とそのリングは目に似ていることから、「サウロンの目」というニックネームで呼ばれることもあります。[ 16 ] [ 17 ]

コンポーネント

これは推定年齢が約800万年の若い星系である。[ 6 ] 主星AはA0 Vの恒星分類を持ち、その小さな伴星BはM2.5 Vに分類される赤色矮星である。 [ 6 ]光度クラス「V」は、両方の恒星が主系列に属し、中心部で水素の熱核融合によってエネルギーを生成していることを示す。主星は、約9,378 Kの有効温度でこのエネルギーを外層から放射しており、 A型恒星に特徴的な白色を呈している。[ 10 ] [ 18 ]半径は太陽の約168%、質量は太陽の218%である。[ 9 ]天文学者が恒星の金属量 と呼ぶ水素やヘリウム以外の元素の豊富さは、太陽の割合とほぼ同じである。[ 6 ]

この伴星は太陽の30%の質量しか持たず、主系列に向かって収縮を続けています。温度が低いため、明るさははるかに低いものの、太陽とほぼ同等の大きさです。明るさは不規則に変化し、Tタウリ型星であると考えられています。X線フレアも観測されています。[ 19 ]

デブリディスク

HR 4796Aを取り囲む塵構造のハッブル画像

1991年、主星は過剰な赤外線放射を持っていることが発見され、星周デブリ円盤を持っていることが示唆された。2007年にハッブル宇宙望遠鏡に搭載された近赤外線多天体分光計を使用した観測では、ダストがソリンのスペクトルに似た赤みがかったスペクトルを持っていることが示された。[ 20 ]円盤は2009年にハッブル宇宙望遠鏡で分解され、その存在が確認された。これらの画像に基づくと、円盤の半径は75 AU、幅は18.5 AU未満である。円盤には多少の非対称性があり、中心は恒星からわずかにずれているように見える。円盤内のダストは、より大きな粒子間の衝突の結果である可能性が高い。[ 6 ] 2011年、すばる望遠鏡によるリングのオフセットの観測では、ダスト粒子を引っ張る隙間に1つ以上の惑星が存在する可能性が高いことが示唆されている。[ 21 ] [ 22 ] 2014年に公開された新しい画像では、ダストリングとHR4796Aの構成と配置が「サウロンの目」というニックネームで呼ばれています。[ 16 ] [ 17 ]

2017年、NASA/IRTFとスピッツァーの赤外線分光法を用いた研究グループが、明るく狭いリングが非常に赤い揮発性彗星物質で構成されていること、そしてリングから逃げ出した物質が吸い込まれてできたと思われる2つ目の微弱で高温の拡散ダスト成分が恒星の近くに存在し、蒸発していることを突き止めた。[ 23 ] HR 4796Aを包み込む直径約1,600 AUの複雑なダスト構造の発見は、2018年3月に発表された。この構造は、HR 4796Aからの恒星光の圧力によって、デブリディスクから塵がはるか宇宙空間に放出されて形成されたと考えられている。この構造は、HR 4796Aが星間物質を通過する際の運動、またはHR 4796Bの重力の影響により、一方向に他方向よりもはるかに大きく伸びている。[ 24 ]

運動学

HR 4796の銀河座標系における空間速度は[ U , V , W ] = [−8.5, −18.3, −3.6] km s −1である。この軌道と系の位置から、この恒星は共通の起源を持つうみへび座TW星団の一員である可能性が示唆される。 [ 25 ]この連星の低質量星である2MASS J12354893−3950245は、HR 4796系の三次成分である可能性がある。この星の固有運動はHR 4796と一致しており、他の2つの恒星と重力的に結びついていることを示唆している。また、この2つの恒星から約13,500 AU離れている。[ 26 ]

参考文献

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