V1400ケンタウリ
ケンタウルス座の若い太陽のような星

V1400ケンタウリ

ダークエネルギーサーベイによって撮影されたV1400ケンタウリ
観測データ
紀元J2000      春分J2000
星座 ケンタウルス座
赤経 14時07分47.92976秒[1]
赤緯 −39° 45′ 42.7671″ [1]
見かけの等級 （V） 12.2–15.6 [2]
特徴
進化段階 前主系列[3]
スペクトル型 K5 IVe Li [3] [4]
変光型 自転Tタウ型および食[2]
天体測量
視線速度（R v）5.904 ± 0.151 [4] km/s
固有運動（μ） 赤経： −23.108 ± 0.015 mas / yr [1]赤緯:
 −21.048 ± 0.017 mas / yr [1]
視差（π）7.2351 ± 0.0140  mas [1]
距離450.8 ± 0.9  ly
(138.2 ± 0.3  pc )
詳細
質量0.977+0.023
−0.045[5]  M ☉
半径1.0661+0.0062
-0.0139[6]  R ☉
光度0.3431+0.0067
-0.0064[6]  L ☉
表面重力(log  g )4.302+0.0243
-0.0243[6]  cgs
温度4343+24
-29[6]  K
金属度 [Fe/H]-0.1903+0.0448
-0.0422[6]  dex
自転3.206 ± 0.002  d [7] : 6  [a]
自転速度( v  sin  i )14.6 ± 0.4 [8]  km/s
年齢約16 [3]または21.38+4.30
-7.60[9] : 2  百万
その他の指定
V1400 Cen、GSC 07807-00004、2MASS J14074792–3945427、WISE J140747.91–394542.9、1SWASP J140747.93–394542.6 、ASAS J140748–3945.7 [4]
データベース参照
SIMBADデータ

V1400ケンタウリ（ 1SWASP J140747.93−394542.6、または単にJ1407とも呼ばれる）は、2007年4月から6月にかけて、おそらく自由浮遊している準恒星J1407bによって食された若い主系列前期星です。年齢は約2000万年で、太陽とほぼ同じ質量を持ち、太陽から451光年離れたケンタウルス座にあります。V1400ケンタウリは、太陽に近い若い共動星のグループ であるさそり座・ケンタウルス座連星の上部ケンタウルス座・おとめ座亜群に属しています

名称とカタログ履歴

この星は、1990年代初頭にハッブル・ガイド・スター・カタログによってカタログ化されており、 1974年と1979年に撮影された2枚の写真乾板で星を特定し、その位置を測定しました。[10]この星は、全天自動サーベイ（ASAS）、2ミクロン全天サーベイ（2MASS）、超広角惑星探査（1SWASP）、広域赤外線サーベイ・エクスプローラ（WISE）など、他の天文サーベイによってもカタログ化されています。[4]これらのカタログでは通常、この星には1SWASP J140747.93–394542.6のような名称が付けられており、これはサーベイ名に続いて赤道座標における星の位置が続きます。[4]このような名称は扱いにくいため、研究者はこの星を単に「J1407」と呼んでいます。[3] : 5  [11]

この星は2015年に国際天文学連合の変光星総合カタログに追加され、V1400ケンタウリという正式な変光星の名称が与えられました。[12] 2018年に発表された、異常な減光周期を持つ星に関する研究論文では、2007年にこの星の異常な減光を特定した天文学者エリック・ママジェクにちなんで、V1400ケンタウリに「ママジェクの天体」という愛称が付けられました。[13]

恒星の特性

位置と年齢

V1400ケンタウルス座はケンタウルス座にあります。
V1400ケンタウルス座はケンタウルス座にあります。
V1400ケンタウリ
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ケンタウルス座におけるV1400ケンタウリの位置

V1400 Centauri は、ケンタウルス座にあり、天の赤道から南に約 40 度の位置にあります。[4] Gaia宇宙船による最新の視差測定によると、V1400 Centauri は太陽から450.8 ± 0.9光年(138.2 ± 0.3パーセク) の位置にあります。 [1] V1400 Centauri の位置の経時的な観測により、南西方向の[b]固有運動をしていることがわかりました。これは、さそり座–ケンタウルス座連星 (年齢が 1100 万～1700 万年で太陽から 380 光年～470 光年 (118 パーセク～145 パーセク) の距離にある若い恒星の天体バンド連星)と一致しています。 [3] : 4 さそり座・ケンタウルス座連星系は太陽に最も近いOB連星系であり、連星系で最も質量の大きい恒星の恒星風によって吹き飛ばされた分子雲から形成されたと考えられています。[14] : 236, 250 

V1400ケンタウリは、さそり座・ケンタウルス座連星の上ケンタウルス座・おおかみ座亜群に最も近い星です。この連星の年齢は1400万～1800万年、距離は3億8000万～460光年（115～141パーセク）です。[3] : 5-6  V1400ケンタウリは、同様の距離と固有運動を考えると、さそり座・ケンタウルス座連星に属する可能性が非常に高く、上ケンタウルス座・おおかみ座亜群の年齢範囲内の若い星であると考えられます。[ 3] : 5-6  2012年のV1400ケンタウリの年齢の推定では、上ケンタウルス座・おおかみ座亜群の平均年齢である1600万年とされています。一方 、2018年のGaiaの測定による推定では、この星の年齢は21.38+4.30
-7.60百万年。[9] : 2 

スペクトル型と物理的特性

V1400ケンタウリは、スペクトル型K5 IVeリチウムの前主系列星である。 [4] [3] : 5 「K」はV1400ケンタウリがオレンジ色のK型星であることを意味し、隣接する数字「5」は、K型星の相対温度を9（最も低い）から0（最も高い）のスケールでランク付けしている。V1400ケンタウリは、K型主系列星（光度クラスV）よりも明るいため、準巨星の光度クラス「IV」を与えられている。 [3] : 5  [c]文字「e」は、V1400ケンタウリが可視光スペクトルで弱い水素アルファ輝線を示すことを示している。[3] : 5 最後に、「Li」はV1400ケンタウリがリチウムに富んでいることを示している。[3 ] : 5 

ガイア探査機の3番目で最新のデータリリース（ガイアDR3）の測定によると、V1400ケンタウリは半径が太陽より約7%大きい（1.07  R ☉、740,000 km、460,000 mi）[6]が、質量は太陽よりわずかに小さい[5] [9] 。V1400 ケンタウリの恒星進化において磁気効果が考慮されるかどうかによって、この恒星の質量は0.98  M ☉またはそれぞれ0.89  M☉です。[5] : 4 若い星は磁気的に活発な傾向があり、[15]磁気効果を無視すると質量が過小評価されます。[5] : 4, 9  2018年のGaiaの2回目のデータリリース（Gaia DR2）によるV1400 Centauriの質量の古い推定値は 0.95  M☉ですが、磁気効果は考慮されていません。[9] : 2 

V1400 Centauriは太陽よりも冷たく、明るさも低く、実効温度は約4,300 K（4,030 °C、7,280 °F）、光度は太陽の約34%です。[6] V1400 Centauriの表面重力は約ガイアによる星の明るさ、距離、色の測定によると、 V1400ケンタウリの重力は200 m/s 2 （地球の重力の20倍以上）です。 [1] [d]ガイアの測定によると、V1400ケンタウリの金属量は太陽よりも低いことも示されています。 [1] [e]地球から見ると、V1400ケンタウリは地球と恒星の間の星間塵による減光のため、典型的なK5型恒星よりもわずかに赤く見えます。 [f]この恒星は近赤外線および中赤外線の波長で過剰な熱放射を示さず、スペクトルに強い輝線がないため、大きな降着円盤または原始惑星系円盤が存在しないことを示しています。[3] ：10 

自転と変動

ほとんどの若い恒星と同様に、V1400ケンタウリは約3.2日の自転周期で急速に自転しています[3] : 8  V1400 ケンタウリは、その急速な自転によってダイナモ作用が起こり磁場が強化され、表面に黒点が形成されます。 [7] : 6  V1400 ケンタウリが自転すると黒点が見えたり見えなくなったりするため、恒星の明るさが周期的に 5%、振幅で約 0.1等級変動します。[7] : 2 恒星の自転周期は、5.4 年の磁気活動周期にわたって 0.02 日変化しますが、これは恒星の差動回転表面を黒点が長期にわたって移動するためです。 [7] : 6  [16] : 2847  V1400 ケンタウリは、自転によって強化された磁場によってコロナが加熱されるため、軟 X 線を放射することが知られています[3] : 8  。 [17] V1400ケンタウリは、その若さ、黒点の変動性、そして塵の集積がないことなどから、弱線Tタウリ変光星に分類されています。[8] : 412  [2]

V1400ケンタウリのスペクトル吸収線におけるドップラー広がりの分光測定は、この星の投影回転速度が14.6 ± 0.4 km/sであることを示しています。[8] : 415–416  V1400ケンタウリの自転周期、半径、温度を考慮すると、この星の真の赤道回転速度は15.7 ± 1.7 km/s、[8] : 418 これは、星の自転軸が傾いていることを示しています地球の視線に対して68° ± 10° 。 [8] : 419 

2007年のJ1407bによる日食

2007年4月7日から6月4日の間、超広角惑星探査（ SuperWASP）プロジェクトと全天自動サーベイ（ASAS）プロジェクトの望遠鏡は、V1400ケンタウリが56日間にわたって一連の顕著な減光現象を起こしているのを記録しました。[7]これらの減光現象のパターンは複雑でありながらほぼ対称的であり、不透明な円盤状の構造が恒星を覆っていることによって引き起こされたことを示しています。[3] V1400 ケンタウリを覆った天体は現在J1407bとして知られており、半径約9000万キロメートル（5600万マイル）の 塵に覆われた周惑星円盤に囲まれた恒星下天体です

V1400ケンタウリのJ1407bによる食は、2010年12月3日に、ロチェスター大学のエリック・E・ママジェク教授の大学院生だったマーク・ピコー氏[3] : 5 によって発見されました。[20]ママジェク教授、ピコー氏、そして共同研究者たちは2012年にこの発見を発表しました。 [20]ママジェク教授のチームは当初、J1407bは恒星を周回する環状の太陽系外惑星、または褐色矮星であると仮説を立てていましたが、 [3] : 8 その後の研究によってこの仮説は否定されましたV1400ケンタウリでは日食が繰り返されず、望遠鏡による観測では周回する伴星は見られず、J1407bの円盤はもしこの恒星を周回するなら不安定になるはずであることから、J1407bはV1400ケンタウリを周回しているのではなく、偶然恒星の前を通過した浮遊物体である可能性が高いと考えられる。[11] : 2 この場合、J1407bがV1400ケンタウリを偶然に食することは、二度と起こらない極めて稀な現象と考えられる。[21] : 9  [20]

2017年にアタカマ大型ミリ波干渉計（ALMA）による高解像度の画像撮影により、V1400ケンタウリ付近にJ1407bと思われる単一の天体が存在することが明らかになりました。V1400ケンタウリからの距離は、J1407bが自由浮遊天体であった場合の移動距離と一致するようです。この天体の明るさは、木星質量の6倍未満の惑星質量天体を取り囲む塵の多い周惑星円盤を示唆しています。しかし、この天体はALMAによって一度しか観測されていないため、移動する前景天体なのか、静止した背景銀河なのかはまだ分かっていません。[11] 2024年6月と7月にALMAが行う最近の観測により、この天体がJ1407bであるかどうかが判明する可能性があります。[22]

参照

注記

  1. ^ 3.206 ± 0.002 日が、V1400ケンタウリの5.4年周期の磁気活動周期における平均自転周期です。[7] : 6 
  2. ^ 固有運動は赤経（RA）成分と赤緯（Dec）成分に分けられます。慣例により、赤道座標系では、正のRAは東向き、正のDecは北向きです。V1400ケンタウリの測定された固有運動成分は赤経と赤緯でそれぞれ-23.108 ± 0.015 mas/yrと赤緯と赤緯でそれぞれ-21.048 ± 0.017 mas/yrです。[1] V1400ケンタウリの固有運動の赤経と赤緯の両方の成分は負であるため、その固有運動は西と南の方向、つまり南西方向を向いています
  3. ^ 「 準巨星」という用語とそれに関連する光度クラス「IV」は、恒星の寿命の終わりに近い、主系列と巨星期の間の段階を指す場合と、厳密に恒星の光度のみを指す場合があります。V1400ケンタウリの場合、後者の定義が用いられています。これは、恒星の若い年齢に適切であるためです。
  4. ^ Gaia DR3表では、cgs単位の表面重力の10を底とする対数としてlog g = 4.302が示されています 。[  1 ] 10をlog g乗すると、  cgs単位のcm/s 2での恒星の表面重力gが得られます。結果をSI加速度単位のm/s 2に変換すると、 g  ≈ となりますV1400 ケンタウリの表面重力は200.4 m/s 2 です。
  5. ^ Gaia DR3の表は、[Fe/H]金属量（太陽に対する鉄の存在量）を10を底とする対数で示しています。V1400 Centauriの[Fe/H]金属量は-0.1903と負で、これは太陽よりも鉄の存在量が少ないことを示しています。[1]
  6. ^ V1400 Centauriの減光赤化指数の最新の推定値は、 E ( G BP - G RP ) = です 0.0414+0.0518
    -0.0314     magで、 Gaia DR3 (2022)より算出されています。[6] Mamajekら (2012) は、V1400 Centauri はわずかに赤化していると主張しました[3] : 5 一方、van Werkhovenら (2014) は、赤化していないことと統計的に一致すると主張しました[16] : 2848 
  7. van Werkhovenら（2014）によると、J1407bの日食の開始時刻と終了時刻は、それぞれ修正ユリウス日（MJD）54197と54255です。[16] : 2847 これをユリウス日（JD）に変換するには、MJDに2400000.5を加算します。これにより、日食の開始時刻と終了時刻はそれぞれJD 2454197.5とJD 2454255.5になります。これらのJDの日付を暦日に変換すると、それぞれUTCで2007年4月7日と2007年6月4日となります。[19]

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ウィキメディア・コモンズには、V1400ケンタウリに関連するメディアがあります。
  • ロチェスター大学のエリック・ママジェクのウェブページ
  • J1407bに関するマシュー・ケンワーシーのウェブページ
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