HD 129116
b ケンタウリ
bケンタウリの位置（赤丸で囲まれた部分）
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 ]
赤経14時間41分57.59068秒[ 2 ]
赤緯−37° 47′ 36.5940″ [ 2 ]
見かけの等級 （V）+4.01 [ 1 ]
特徴
進化段階主系列
スペクトル型B3V [ 3 ]
B−V色指数−0.157 ± 0.002 [ 1 ]
変数型定数[ 4 ]
天体測量
視線速度（R v）+2.6 ± 1.5 [ 1 ] km/s
固有運動（μ）ラ： −29.828 ± 0.369 [ 5 ]マス/年12 月: −31.914 ± 0.518 [ 5 ]マス/年
視差（π）10.0339 ± 0.3143  mas [ 5 ]
距離330 ± 10 光年 (100 ± 3  pc )
絶対等級 （M V）−1.07 [ 1 ]
詳細
質量5～6 [ 6 ]  M ☉
半径2.93 ± 0.12 [ 7 ]  R ☉
明るさ637.01 [ 1 ]  L ☉
表面重力（log  g）4.23 ± 0.03 [ 7 ]  cgs
温度18,310 ± 320 [ 6 ]  K
回転速度（v  sin  i）129 [ 8 ]  km/s
年15 ± 2 [ 6 ] ミル
その他の指定
b Cen , CD −37°9618 , FK5 2985 , GC 19779 , HD 129116 , HIP 71865 , HR 5471 , SAO 205839 [ 9 ]
データベース参照
シンバッドデータ

HD 129116は、ケンタウルス座の北東部、メンケントの東に位置する連星です。バイエル記号ではbケンタウリとして知られ、ヘンリー・ドレイパー・カタログではHD 129116が識別番号となっています。この天体は青白色をしており、肉眼でかすかに見え、見かけの視等級は+4.01です[ 1 ] 。視差に基づくと太陽から約325光年（100パーセク）[ 5 ]の距離に位置し 、絶対等級は-1.07です[ 1 ] 。

主星はB型高温星で、スペクトル型はB3V、質量は太陽質量の5～6倍です。副星は約1  AU離れた近傍の伴星で、最大で太陽質量の4.4倍です。2021年には、この2つの恒星から約560 AUの距離を周回する巨大な太陽系外惑星（周連星系惑星）が直接撮像によって発見されました。 [ 6 ]

星系

VLT / SPHEREが撮影したケンタウルス座b星。矢印で示されているのはケンタウルス座b星の惑星。クレジット：ESO/Janson et al.

これは若い恒星系で、さそり座–ケンタウルス座連星の上層–おおかみ座サブグループに属し、太陽に最も近いOB連星である。これは、共通の起源と運動を持つ恒星の連星である。 [ 10 ]ケンタウルス座b星が位置する上層–おおかみ座内部の領域は、1500万年という均一な年齢を持っているようで、したがって、これがこの系の年齢である（約200万年の不確実性を伴う）。[ 6 ]ガイア宇宙船によって測定された恒星視差から、ケンタウルス座b星は325光年（100 パーセク）の距離に位置している 。[ 5 ]二次星が視差測定に干渉する可能性があるため、この距離の値は完全に正確ではない可能性があることが指摘されている。いずれにせよ、ケンタウルス座b星は、地球から見るとさそり座–ケンタウルス座連星の近い側に位置しているようで、これは連星の平均と比較して高い固有運動によっても示されている。[ 6 ]

主星であるケンタウリb星Aは、B型主系列星で、恒星分類はB3V [ 3 ]であり、エネルギーを生成するために中心核で水素核融合反応を起こしていることを示しています。この天体はいくつかの測光システムで「標準星」として用いられており、変光星ではないようです。[ 4 ]自転速度は高く、投影回転速度は129 km/sです。[ 8 ]質量は太陽の5～6 [ 6 ]倍、半径は太陽の2.9 [ 7 ]倍です。光球からは太陽の637 [ 1 ]倍の光度を放射しており、有効温度は18,445 Kです。 [ 7 ]

1968年に主星の視線速度が変動することが発見され、これはこの系に2番目の星が存在する証拠となるが、軌道は公表されなかった。[ 11 ] 2番目の星であるbケンタウリBの存在は、2010年に干渉計観測によって確認され、その距離は9.22  mas、または系の距離で1.0  AUである。 [ 12 ]両星の等級差は1.06であり、[ 12 ]そこから伴星の質量は4.4  M ☉と計算される。しかし、この等級差の値は1回の観測に基づいており、検出が機器の性能限界に近いため不確実であり、4.4  M ☉という質量は上限の推定値と考えられる。[ 6 ]すべての不確実性を考慮すると、系全体の質量は6～10  M ☉と推定される。[ 6 ]

惑星系

b ケンタウリとその巨大惑星 b ケンタウリ b を示す芸術家の想像図。

bケンタウリ系はBEAST調査に含まれており、この調査では超大型望遠鏡のSPHERE装置を用いて、さそり座・ケンタウリ座連星のB型恒星の周囲に惑星を探す。SPHEREは、恒星からの光を遮断し、その周囲を回る太陽系外惑星を直接撮影できる高性能コロナグラフを備えている。[ 13 ] 2019年に行われたこの系の最初の観測では、この天体は、質量の大きい惑星と一致する赤外線の色をしていた。2021年の2回目の観測により、この天体はbケンタウリと固有運動が共通しており、したがってこの系に物理的に結びついていることが確認された。[ 6 ]この研究の著者らは、bケンタウリの古い観測も探し、この惑星が2000年にESO 3.6m望遠鏡で撮影されていたが、当時は背景の星だと考えられていたことを発見した。[ 6 ] [ 14 ]主星の質量が5～6  M ☉、系全体の質量が6～10  M ☉であるbケンタウリは、周囲に惑星が発見された最も質量の大きい系である。これまで、惑星が知られている最も質量の大きい恒星は3  M ☉だった。この発見は2021年12月に科学誌ネイチャーに掲載され、ストックホルム大学の天文学者マルクス・ヤンソンが主導した。[ 6 ]

bケンタウリ(AB)b（略して「bケンタウリ(AB)b」）と名付けられたこの惑星は、連星系を周回する惑星であり、投影された距離は560 AU。3つの観測期間において、惑星が中心星の周りを公転している証拠が示されていますが、軌道はまだ十分に制約されていません。データは、公転周期が2650年から7170年、傾斜角が128度から157度、離心率が0.4未満であることと一致しています。[ 6 ]

SPHEREの画像によると、この惑星の光度は太陽の約0.01%であり、これは最近形成された痕跡である。この光度と連星系の年齢から、冷却モデルは惑星の質量が木星の約11倍であると予測している。b Cen (AB)bと中心連星の質量比は0.10～0.17%で、これは太陽-木星系とほぼ同程度であり、質量の大きい恒星ほど質量の大きい惑星を持つ傾向があるという予測とも整合している。[ 6 ]

b Cen (AB)bの形成メカニズムは不明です。ほとんどの巨大惑星は、岩石質の核が臨界質量まで成長した後、周囲の恒星周円盤のガスを急速に集積する「核集積」によって形成されると考えられています。しかし、このメカニズムではb Cen (AB)bを説明できません。なぜなら、恒星からの距離が遠いほど核集積の効率は低下し、bケンタウリAのような質量の大きい恒星は円盤の散逸をはるかに速くするためです。重力不安定性と呼ばれるメカニズムによって、惑星が恒星周ガスから直接形成された可能性の方が高いと考えられます。このプロセスは核集積よりもはるかに速く、数百天文単位の距離でも作用する可能性があります。もう一つの可能​​性としては、惑星が中心星の近くで形成され、その後他の天体との相互作用によって現在の軌道に放出されたというものもあるが、この系に他の惑星が存在する証拠がないことと、b Cen (AB)bの離心率が小さいことから、この可能性は低いと考えられる。[ 6 ]

b Cen (AB)bの発見は、質量の大きい恒星の周囲にも惑星が存在する可能性があることを示した。これまでの研究では、質量が2M☉を超える恒星では惑星の発生率が低下し始め、質量が3M☉を超える恒星ではほぼゼロになることが示されていたが、この結果は視線速度法で検出可能な近傍惑星にのみ当てはまる。b Cen (AB)bの発見は、質量の大きい恒星の周囲円盤の寿命が短いため、惑星が恒星に近づくことは妨げられるものの、b Cen (AB)bのような遠方の惑星が存在する可能性を示唆している。[ 6 ]

bケンタウリ惑星系[ 6 ]
コンパニオン（星順）質量半径（AU）公転周期（年）偏心傾斜半径
(AB)b10.9 ± 1.6  M J556 ± 172650–7170 <0.40 128～157 °—

参考文献

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