アップルゲート機構

アップルゲート機構（アップルゲート機構またはアップルゲート効果）は、特定の食連星に見られる長期的な軌道周期変動を説明する。主系列星が活動周期を経るにつれ、星の外層は磁気トルクの影響を受け、角運動量の分布が変化し、その結果、星の扁平率が変化する。連星系における星の軌道は重力によって形状変化と結びついており、周期は活動周期（典型的には数十年程度）と同じ時間スケールで変動する（典型的には∆P/P ~ 10 −5程度）。 [ 1 ]

導入

食連星のタイミングを注意深く観察すると、数十年にわたって∆P/P 〜 10 −5程度の軌道周期変動を示す系が非常に一般的であることが明らかになった。そのような系の顕著な例としてアルゴルがあり、その詳細な観測記録は2世紀以上にわたっている。この期間における食の観測時刻と予測時刻の差の時間依存性のグラフは、最大振幅0.3日、周期スケールが数世紀にわたる特徴（「大不等式」と呼ばれる）を示している。この特徴に重ねて、最大振幅0.06日、周期スケールが約30年である二次的な変動が見られる。同様の振幅の軌道周期変動は、他のアルゴル連星でも観測されている。[ 1 ]

これらの周期変調は回帰的ではあるものの、厳密に規則的な周期に従っているわけではない。不規則な回帰性のため、これらの周期変調を遠距離歳差運動や遠く離れた見えない伴星の存在によるものと説明しようとする試みは不可能である。遠距離歳差運動による説明には、軌道に偏心が必要であるという問題もあるが、これらの変調が観測される系はしばしば偏心率が小さい軌道を示す。さらに、第三天体による説明には、多くの場合、観測される変調を引き起こすほどの質量を持つ第三天体は、相当に特異な天体でない限り、光学的な検出を逃れるはずがないという問題がある。[ 2 ]

特定のアルゴル連星で観測されたもう一つの現象は、単調な周期増加です。これは、アップルゲート機構によって説明される、はるかに一般的な周期増加と周期減少の交互観測とは全く異なります。単調な周期増加は、通常は（しかし必ずしもそうとは限らないが）質量の小さい恒星から質量の大きい恒星への質量移動に起因すると考えられてきました。[ 3 ]

機構

マテーゼとホイットマイア（1983）は、これらの軌道周期変動の時間スケールと反復パターンから、ある恒星の四重極モーメントの変化とそれに続くスピン軌道相互作用を引き起こすメカニズムを示唆した。しかし、彼らは四重極モーメントのこのような変動の原因について、説得力のある説明を与えることができなかった。[ 4 ]

マテーゼとホイットマイアのメカニズムを基礎として、アップルゲートは、一つの恒星の公転半径の変化が磁気活動周期と関連している可能性があると主張した。[ 1 ]彼の仮説を裏付ける証拠は、アルゴル連星の晩期型二次星の大部分が高速回転する対流星であるように見えるという観測結果から得られ、これはそれらが彩層活動が活発であるはずであることを示唆している。実際、軌道周期の変動は晩期型対流星を含むアルゴル型連星でのみ観測されている。[ 3 ]

重力四重極結合が軌道周期の変化に関与していることを考えると、磁場がどのようにしてこのような形状変化を引き起こすのかという疑問が残る。1980年代のほとんどのモデルは、磁場が恒星を静水力平衡から歪ませることで変形させると仮定していた。しかし、マーシュとプリングル（1990）は、このような変形を引き起こすために必要なエネルギーが恒星の総エネルギー出力を超えることを実証した。[ 5 ]

恒星は固体として自転するわけではありません。恒星の四重極モーメントに最も大きく寄与するのは、恒星の外側の部分です。アップルゲートは、恒星が活動周期を経るにつれて、磁気トルクによって恒星内部の角運動量の再分配が起こる可能性があると提唱しました。その結果、恒星の回転偏平率が変化し、この変化は最終的にマテーゼ・ウィットマイア機構を介して公転周期の変化につながります。エネルギー収支の計算によると、活動的な恒星は通常、ΔL/L ≈ 0.1 レベルで変動し、ΔΩ/Ω ≈ 0.01 レベルで差動回転しているはずです。[ 1 ]

適用範囲

Applegate メカニズムは、いくつかの検証可能な予測を行います。

  • 活動的な星の明るさの変化は、軌道周期の変調に対応するはずです。
  • 磁気活動の他の指標（太陽黒点活動、コロナX線輝度など）も、軌道周期の変調に対応する変動を示すはずです。
  • エネルギーの観点から星の半径の大きな変化は考えられないため、光度の変化は完全に温度の変化によるものであるはずである。[ 1 ]

上記の予測のテストはメカニズムの妥当性を支持しているが、明確ではない。[ 6 ] [ 7 ]

アップルゲート効果は、多くの（ただしすべてではない）連星の暦曲線を統一的に説明し、急速に回転する恒星で見られるダイナモ活動の理解に役立つ可能性がある。[ 8 ]

アップルゲート機構は、潮汐力による消散や他の惑星の存在などの他の可能性のある影響に加えて、太陽系外惑星の観測された通過時間の変動を説明するためにも引用されてきた。[ 9 ]

しかし、アップルゲート機構が不十分な恒星も数多く存在します。例えば、共通エンベロープ後期の特定の食連星の軌道周期変動は、アップルゲート効果で説明できる範囲を1桁も超えるため、観測された変動を説明できるメカニズムとして、磁気ブレーキや高度に楕円形の軌道を周回する第三天体の存在が唯一知られています。[ 10 ] [ 11 ] [ 12 ]

参考文献

  1. ^ a b c d e Applegate, James H. (1992). 「近接連星における軌道周期変調のメカニズム」 .アストロフィジカル・ジャーナル, パート1. 385 : 621–629 . Bibcode : 1992ApJ ...385..621A . doi : 10.1086/170967 .
  2. ^ Van Buren, D. (1986). 「RS CVn 系における周期変化に関する三体理論へのコメント」.天文学ジャーナル. 92 : 136–138 . Bibcode : 1986AJ.....92..136V . doi : 10.1086/114145 .
  3. ^ a b Hall, Douglas S. (1989). 「RS CVnとAlgolの関係」. Space Science Reviews . 50 ( 1–2 ): 219– 233. Bibcode : 1989SSRv...50..219H . doi : 10.1007/BF00215932 . S2CID 125947929 . 
  4. ^ Matese, JJ; Whitmire, DP (1983). 「近接連星系における交代周期変化」.天文学と天体物理学. 117 (2): L7– L9.書誌コード: 1983A&A...117L...7M .
  5. ^ Marsh, TR; Pringle, JE (1990). 「近接連星の軌道周期の変化」.アストロフィジカル・ジャーナル, 第1部. 365 : 677–680 . Bibcode : 1990ApJ...365..677M . doi : 10.1086/169521 .
  6. ^ Maceroni, Carla (1999). 「近接後期型連星における角運動量の進化」(PDF) .トルコ物理学ジャーナル. 23 (2): 289– 300. Bibcode : 1999TJPh...23..289M . 2015年5月24日閲覧。
  7. ^ Frasca, A.; Lanza, AF (2005). 「視線速度データと磁気活動サイクルによる近接連星の軌道周期変動」 .天文学と天体物理学. 429 : 309– 316. Bibcode : 2005A&A...429..309F . doi : 10.1051/0004-6361:20041007 .
  8. ^ヒルディッチ, RW (2001). 『近接連星入門』ケンブリッジ大学出版局. pp.  175– 176. ISBN 978-0521798006. 2015年5月24日閲覧。
  9. ^ Watson, CA; Marsh, TR (2010). 「アップルゲート効果によるホットジュピターの軌道周期変化」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 405 (3): 2037. arXiv : 1003.0340 . Bibcode : 2010MNRAS.405.2037W . doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16602.x . S2CID 111386415 . 
  10. ^ Völschow, M.; Schleicher, DRG; Perdelwitz, V.; Banerjee, R. (2016). 「近接連星系における食の時間変化：惑星仮説 vs. アップルゲート機構」.天文学と天体物理学. 587 (34): A34. arXiv : 1512.01960 . Bibcode : 2016A&A...587A..34V . doi : 10.1051/0004-6361/201527333 . S2CID 53403357 . 
  11. ^ Parsons, SG; Marsh, TR; Copperwheat, CM; Dhillon, VS; Littlefair, SP; Hickman, RDG; Maxted, PFL; Gänsicke, BT; Unda-Sanzana, E.; Colque, JP; Barraza, N.; Sánchez, N.; Monard, LAG (2010). 「食後の共通エンベロープ連星における軌道周期の変化」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 407 (4): 2362. arXiv : 1005.3958 . Bibcode : 2010MNRAS.407.2362P . doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17063.x . S2CID 96441672。 
  12. ^ Schwarz; et al. (2009). 「高低差の探査：XMMによる食を起こす極域HU Aquariiのモニタリング」.天文学と天体物理学. 496 (3): 833– 840. arXiv : 0901.4902 . Bibcode : 2009A&A...496..833S . doi : 10.1051/0004-6361/200811485 . S2CID 14243402 . 
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