IK ペガサス
ペガサス座の星
IK ペガサス

IK ペガサスの位置。
観測データ
エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座 ペガサス
赤経 21時間26分26.66066秒[1]
赤緯 +19° 22′ 32.3169″ [1]
見かけの等級 （V） 6.08 [2]
特徴
あ
スペクトル型 A8m: [3]または kA6hA9mF0 [4]
U−B色指数 0.03 [5]
B−V色指数 0.235 ± 0.009 [2]
変数型 デルタ・スクティ[3]
B
スペクトル型 DA [6]
天体測量
視線速度（R v）−9.7 ± 0.2 [2] km/s
固有運動（μ） RA:  +80.964 [1]マス/年12 月:  +16.205 [1]マス/年
視差（π）21.1287 ± 0.1410  mas [1]
距離154 ± 1 光年
(47.3 ± 0.3  pc )
絶対等級 （M V）2.75 [2]
詳細
あ
質量1.65 [7]  M ☉
半径1.47+0.07
−0.09 [ 1 ] R☉
明るさ6.568 ± 0.051 [1]  L ☉
表面重力（log  g）4.25 [7]  cgs
温度7,624+237
−181[1]  K
金属性117 [7] [8]
回転速度（v  sin  i）< 32.5 [8]  km/s
年50～600 [7] ミル
B
質量1.15 [9]  M ☉
半径0.006 [6]  R ☉
明るさ0.12 [注 1]  L ☉
表面重力（log  g）8.95 [6]  cgs
温度35,500 [9]  K
その他の指定
AB : IK ペグ、BD +18° 4794、HD 204188、HIP 105860、HR 8210、SAO 107138。[5]
B : WD 2124+191、EUVE J2126+193。[10] [11]
データベース参照
シンバッドデータ

ペガススIK星（HR 8210）は、ペガスス座にある連星 系です。太陽系から約154光年の距離にあり、肉眼で見える程度の明るさです 。

主星（ペガスス座IK星A）は、A型主系列星で、光度にわずかな脈動を示す。たて座デルタ変光星に分類され、1日に約22.9回周期的に光度変化を繰り返す。[7]伴星（ペガスス座IK星B）は質量の大きい白色矮星で、主系列を過ぎて進化し、もはや核融合によるエネルギー生成を行っていない恒星である。両者は21.7日周期で公転しており、平均約3100万キロメートル（0.21 天文単位）離れている。これは水星が太陽の周りを公転する軌道よりも小さい。

IKペガススBは地球近傍超新星の起源となるが、最も近い超新星起源のウルフ1130ではない。主星が赤色巨星へと進化し始めると、白色矮星が膨張したガス層から物質を集積できる半径まで成長すると予想される。白色矮星がチャンドラセカール限界の1.4 太陽質量（M ☉ ）に近づくと、[12] Ia型超新星として爆発する可能性がある。[13]

観察

この恒星系は、1862年のボン天文測量調査（Bonner Durchmusterung）でBD +18°4794Bとしてカタログに掲載されました。後にピカリングの1908年のハーバード改訂測光カタログではHR 8210として掲載されました。[14]「ペガスス座IK星」という名称は、フリードリヒ・W・アルゲランダーによって導入された変光星命名法の拡張形に倣ったものです。[15]

この恒星の分光特性を調べたところ、連星系に特徴的な吸収線シフトが見られました。このシフトは、連星系を構成する恒星が軌道によって観測者に近づき、その後遠ざかることで生じ、吸収線特性の波長にドップラーシフトが生じます。このシフトを測定することで、天文学者は個々の恒星を分離できなくても、少なくとも1つの恒星の相対的な軌道速度を決定することができます。[16]

1927年、カナダの天文学者ウィリアム・E・ハーパーはこの手法を用いて単線スペクトル連星の周期を測定し、21.724日と決定しました。彼は当初、軌道離心率を0.027と推定しました。（その後の推定では、離心率は実質的にゼロとなり、これは円軌道の値です。）[13]速度振幅は41.5km/sと測定され、これは太陽系への視線方向における主成分の最大速度です。[17]

IKペガスス座系までの距離は、地球が太陽の周りを公転する際に、この系の微小な視差（より遠くの恒星を背景として）を観測することで直接測定できます。この視差はヒッパルコス宇宙船によって高精度に測定され、150光年（±5光年の精度）という距離推定値が得られました 。 [18]同じ宇宙船は、この系の固有運動も測定しました。これは、宇宙空間を移動するIKペガスス座が空を横切る際の小さな角運動です。

この系の距離と固有運動を組み合わせると、ペガスス座IK星の横方向速度は16.9 km/sと計算できます。[注 2] 3つ目の要素である太陽中心視線速度は、恒星スペクトルの平均赤方偏移（または青方偏移）によって測定できます。 『恒星視線速度総合カタログ』には、この系の視線速度が-11.4 km/sと記載されています。[19]これら2つの運動を組み合わせると、太陽に対する相対的な空間速度は20.4 km/sとなります。[2]

ハッブル宇宙望遠鏡を用いてこの連星系の個々の構成要素を撮影しようと試みられたが、星が近すぎて分離できなかった。[20]極端紫外線探査 宇宙望遠鏡による最近の測定では、より正確な公転周期は21.72168 ± 0.00009日と示された。[10]この連星系の軌道面の傾斜角は、地球から見るとほぼ真横（90°）であると考えられている。もしそうであれば、日食を観測できる可能性がある。[9]

IK ペガサス A

TESSデータからプロットされたペガスス座IK星の光度曲線[21]

ヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）は、星の集合における光度と色指数の関係をプロットしたものです。ペガスス座IK星Aは現在、主系列星です。主系列星とは、HR図上の位置に基づいて、中心核に水素核融合を起こしている恒星のほぼ直線的な集合を表す用語です。しかし、ペガスス座IK星Aは、不安定帯として知られるHR図の狭くほぼ垂直な帯に位置しています。この帯にある恒星はコヒーレントな振動をしており、その結果、恒星の光度に周期的な脈動が生じます。[22]

脈動はκ機構と呼ばれるプロセスによって生じます。恒星の外層大気の一部は、特定の元素の部分的な電離によって光学的に厚くなります。これらの原子が電子を失うと、エネルギーを吸収する可能性が高まります。その結果、温度が上昇し、大気が膨張します。膨張した大気は電離度が低下し、エネルギーを失うため、冷えて再び収縮します。このサイクルの結果、大気は周期的に脈動し、それに応じて光度も変化します。[22]

IKペガススA（左）、B（中央下）、太陽（右）の相対的な大きさ。[23]

主系列を横切る不安定帯内の恒星は、たて座デルタ変光星と呼ばれます。これらは、そのような変光星の原型であるたて座デルタにちなんで名付けられています。たて座デルタ変光星は、通常、スペクトル型はA2からF8、星の光度型はIII（巨星）からV（主系列星）の範囲です。これらは、0.025日から0.25日の間の規則的な脈動速度を持つ短周期変光星です。たて座デルタ星は、太陽に類似した元素の存在比（種族Iの星を参照）を持ち、1.5から2.5  M ☉です。[24]ペガスス座IK星Aの脈動速度は1日あたり22.9サイクル、つまり0.044日に1回と測定されています。[7]

天文学者は恒星の金属量を、ヘリウムよりも原子番号が大きい化学元素の存在量と定義しています。これは大気の分光分析によって測定され、その後、計算された恒星モデルから予想される結果と比較されます。IKペガサスAの場合、推定される金属量は[M/H] = +0.07 ± 0.20です。この表記は、金属元素（M）と水素（H）の比の対数から、太陽の金属比の対数を引いたものです。（したがって、恒星の金属量が太陽の金属量と一致する場合、この値はゼロになります。）対数値0.07は実際の金属量比1.17に相当するため、この恒星は太陽よりも約17%金属元素が豊富であることになります。[7]しかし、この結果の誤差範囲は比較的大きいです。

IKペガサスAのようなA型星のスペクトルは、イオン化金属の吸収線（波長393.3  nmのイオン化カルシウム（Ca II）のK線を含む）とともに、水素の強いバルマー線を示す。[25] IKペガサスAのスペクトルは、限界Am（または「Am:」）に分類される。これは、スペクトル型Aの特徴を示すものの、限界的に金属線が見られることを意味する。つまり、この星の大気は、金属同位体の吸収線強度が通常よりもわずかに（しかし異常に）高い。[3]スペクトル型Amの星は、ペガサスIKの場合のように、ほぼ同じ質量の伴星を持つ近接連星であることが多い。[26]

スペクトル型A星は太陽よりも高温で質量が大きい。しかし、その結果、主系列における寿命はそれに応じて短くなる。ペガスス座IK星A（1.65 M☉）程度の質量を持つ星の場合、主系列における寿命は20億～30億年と予想され、これは現在の太陽の年齢の約半分に相当する。[27 ]

質量という点では、比較的若いアルタイルは、A型恒星の相似体として太陽に最も近い恒星であり、推定1.7 M ☉です。この連星系全体は、A型主星と白色矮星を伴う近隣のシリウス系といくつかの類似点があります。しかし、シリウスAはペガスス座IK星Aよりも質量が大きく、伴星の軌道ははるかに大きく、軌道長半径は20 AUです。

IK ペガサス B

伴星は高密度の白色矮星です。このカテゴリーの恒星は進化の寿命の終わりを迎え、もはや核融合によるエネルギー生成は行われていません。その代わりに、通常の状況下では、白色矮星は主に蓄えられた熱など、余剰エネルギーを着実に放射し、数十億年かけて温度が下がり、暗くなっていきます。[28]

進化

ほぼすべての小型・中型質量星（約8～9 M ☉未満）は、熱核燃料を使い果たすと白色矮星になります。 [29]このような星は、エネルギーを生成する寿命のほとんどを主系列星として過ごします。星が主系列で過ごす時間は主にその質量に依存し、質量が増加するほど寿命は短くなります。[30]そのため、ペガスス座IK星Bが構成要素Aよりも前に白色矮星になるためには、かつて構成要素Aよりも質量が大きかったに違いありません。実際、ペガスス座IK星Bの祖先は、質量が5～8  M ☉であったと考えられています。[13]

ペガスス座IK星Bの祖先は、核の水素燃料が消費されると、赤色巨星へと進化した。内核は収縮し、ヘリウム核を囲む殻で水素の燃焼が始まった。温度上昇を補うため、外殻は主系列星の時の半径の何倍にも膨張した。核の温度と密度がヘリウムの核融合が起こり始める温度に達すると、この星は収縮し、水平分枝星と呼ばれるものになった。つまり、HR図上でほぼ水平な線上に位置する星のグループに属するようになった。ヘリウムの核融合によって、炭素と酸素からなる不活性な核が形成された。核のヘリウムが枯渇すると、水素を燃焼する殻に加えてヘリウムを燃焼する殻が形成され、星は天文学者が漸近巨星分枝（AGB）と呼ぶものへと移行した。 （これはHR図の右上隅につながる軌跡です。）恒星が十分な質量を持っていれば、やがて中心核で炭素の核融合が始まり、酸素、ネオン、マグネシウムが生成されます。[31] [32] [33]

赤色巨星（AGB星）の外層は太陽半径の数百倍にまで膨張し、脈動するAGB星ミラの場合、半径は約5×10 8 km （3 AU）に達する。[34]これはペガスス座IK星における2つの星間の現在の平均距離をはるかに超えるため、この時期には2つの星は共通の外層を共有していた。その結果、ペガスス座IK星Aの外層大気は同位体組成の増加を受けた可能性がある。[9]

らせん星雲は白色矮星へと進化する恒星によって形成されています。NASAおよびESA の画像。

不活性な酸素-炭素（または酸素-マグネシウム-ネオン）核が形成されてからしばらく経つと、核領域と同心円状の二つの殻に沿って熱核融合が起こり始めました。最外殻では水素が燃焼し、不活性な核の周囲ではヘリウムの核融合が起こりました。しかし、この二重殻状態は不安定であるため、熱パルスが発生し、恒星の外層から大規模な質量放出を引き起こしました。[35]この放出された物質は、惑星状星雲と呼ばれる巨大な物質雲を形成しました。水素外層はごく一部を除いて恒星から吹き飛ばされ、主に不活性な核からなる白色矮星の残骸が残りました。[36]

構成と構造

IK ペガスス B の内部は完全に炭素と酸素で構成されている可能性がある。あるいは、その前身が炭素燃焼を経験したとすれば、酸素とネオンからなる核を持ち、その周囲を炭素と酸素に富むマントルが取り囲んでいる可能性がある。[37] [38]いずれの場合でも、IK ペガスス B の外部はほぼ純粋な水素の大気で覆われており、この恒星はDA の恒星分類に該当する。原子質量が大きいため、外層にあるヘリウムは水素層の下に沈んでいるはずである。[6]恒星の質量全体は、電子縮退圧、つまり一定体積に圧縮できる物質の量を制限する量子力学効果 によって支えられている。

このグラフは、質量を与えられた白色矮星の理論的な半径を示しています。緑の曲線は相対論的電子ガスモデルによるものです。

ペガスス座IK星Bは、質量が1.15  M ☉と推定されており、高質量の白色矮星であると考えられています。 [注 3]その半径は直接観測されていませんが、白色矮星の質量と半径の既知の理論的関係から推定することができ、 [39]太陽の半径の約0.60%という値が得られます。[6]（別の情報源では0.72%という値が示されているため、この結果には不確実性が残っています。）[7]このように、この星は太陽よりも大きな質量を地球とほぼ同じ体積に詰め込んでおり、この天体の極度の密度を示しています。[注 4]

白色矮星の巨大でコンパクトな性質は、強い表面重力を生み出します。天文学者はこの値を、cgs単位の重力の小数対数、つまりlog gで表します。ペガスス座IK星Bの場合、log gは8.95です。[6]比較すると、地球のlog gは2.99です。したがって、ペガスス座IK星の表面重力は、地球の重力の90万倍以上となります。[注5]

ペガスス座IK星Bの有効表面温度は約35,500±1,500 Kと推定されており[9]、強力な紫外線放射源となっている。[6] [注6]通常の条件下では、この白色矮星は半径が実質的に変化しないまま、10億年以上冷え続けると考えられる。[40]

将来の進化

1993年の論文で、デイビッド・ウォナコット、バリー・J・ケレット、デイビッド・J・スティックランドは、この系がIa型超新星または激変星に進化する候補であると特定しました。[13]しかし、この系が超新星爆発が発生する可能性のある状態に進化するまでには、地球からかなりの距離を移動することになるため、依然として脅威となる可能性があります。

将来のある時点で、ペガススIK星Aは核の水素燃料を消費し、主系列から離れて赤色巨星へと進化し始める。赤色巨星の外層は、以前の半径の100倍（あるいはそれ以上）にまで大きく成長する可能性がある。ペガススIK星Aの外層が伴星のロッシュ・ローブを覆い尽くすまで膨張すると、白色矮星の周囲にガス状の降着円盤が形成される。このガスは主に水素とヘリウムで構成され、伴星の表面に降着する。この両星間の質量移動は、両星の軌道を縮小させる。[41]

白色矮星の表面では、集積したガスが圧縮され、加熱されます。ある時点で、集積したガスは水素核融合が起こるのに必要な条件に達し、暴走反応を引き起こし、ガスの一部を表面から追い出します。その結果、（反復）新星爆発（激変星）が発生し、白色矮星の光度は数日から数ヶ月にわたって数等級急激に増加します。 [42]このような恒星系の例として、赤色巨星と伴星である白色矮星からなる連星系であるRSへびつかい座RS星が挙げられます。RSへびつかい座RS星は少なくとも6回（反復）新星爆発を起こしており、そのたびに暴走爆発を引き起こすのに必要な臨界質量の水素を集積しています。[43] [44]

ペガスス座IK星Bも同様のパターンを辿る可能性があります。[43]しかし、質量を蓄積するためには、集積したガスの一部しか放出できないため、白色矮星は周期ごとに質量を着実に増加させます。したがって、ペガスス座IK星Bが繰り返し新星として振る舞ったとしても、その外層は成長し続ける可能性があります。[45]

白色矮星が新星爆発を起こすことなく質量を着実に蓄積していくという別のモデルは、近接連星超軟X線源（CBSS）と呼ばれる。このシナリオでは、近接白色矮星連星への質量移動率は、到着した水素が熱核融合反応でヘリウムを生成する際に消費されるため、表面で安定した核融合燃焼が維持される程度である。このカテゴリーの超軟X線源は、表面温度が非常に高い（50万～100万K [46]）高質量白色矮星で構成される。[47]

白色矮星の質量がチャンドラセカール限界の1.4 M ☉に近づくと、電子縮退圧力によって支えられなくなり、崩壊する。中心核が主に酸素、ネオン、マグネシウムで構成されている場合、崩壊する白色矮星は中性子星を形成する可能性が高い。この場合、結果として星の質量の一部しか放出されない。[48]しかし、中心核が炭素-酸素で構成されている場合、圧力と温度の上昇により、チャンドラセカール限界に達する前に中心部で炭素核融合が開始される。その結果、短時間で星のかなりの割合が消費される暴走核融合反応が発生する。これは、星を壊滅的なIa型超新星爆発で解き放つのに十分な大きさである。[49]

このような超新星爆発は、地球上の生命に何らかの脅威をもたらす可能性があります。白色矮星ペガスス座IK星Bが超新星爆発を起こすのは、今後19億年後になる可能性が高いと考えられています。[50]前述のように、この星の太陽に対する相対的な空間速度は20.4 km/s（12.7 mi/s）です。これは、14,700年ごとに1光年の距離を移動する速度に相当します。例えば、500万年後には、この星は太陽から500光年以上離れることになります。1,000パーセク（3,300光年）以内のIa型超新星は地球に影響を与える可能性があると考えられていますが、[51]地球の生物圏に重大な被害をもたらすには、約10パーセク（約30光年）以内である必要があります。[50]

超新星爆発後、供与星（ペガスス座IK星A）の残骸は、近接連星系の一員であった時の最終速度を維持し続ける。その結果生じる相対速度は100～200 km/s（62～124 mi/s）にも達し、銀河系の中でも高速の星の一つとなる。伴星もまた爆発中に質量を失い、その存在によって膨張する破片に隙間が生じる可能性がある。その時点から、伴星は単一の白色矮星へと進化する。[52] [53]超新星爆発によって膨張する物質の残骸が作られ、最終的には周囲の星間物質と融合する。[54]

参照

注記

  1. ^ 出典:
    L L s あなた n ＝ （ R R s あなた n ） 2 （ T e f f T s あなた n ） 4 {\displaystyle {\begin{smallmatrix}{\frac {L}{L_{sun}}}=\left({\frac {R}{R_{sun}}}\right)^{2}\left({\frac {T_{eff}}{T_{sun}}}\right)^{4}\end{smallmatrix}}}
    ここで、 Lは光度、Rは半径、T effは有効温度です。参照：
    Krimm, Hans (1997年8月19日). "Luminosity, Radius and Temperature". Hampden-Sydney College. 2003年5月8日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年5月16日閲覧。
  2. ^ 正味の固有運動は次のように与えられる:
    μ ＝ μ δ 2 + μ α 2 ⋅ コス 2 ⁡ δ ＝ 77.63 {\displaystyle {\begin{smallmatrix}\mu ={\sqrt {{\mu _{\delta }}^{2}+{\mu _{\alpha }}^{2}\cdot \cos ^{2}\delta }}=77.63\,\end{smallmatrix}}}  mas/y。
    ここで、およびはそれぞれ赤経および赤緯における固有運動の成分である。結果として得られる横方向速度は以下の通りである。 μ α {\displaystyle \mu _{\alpha }} μ δ {\displaystyle \mu _{\delta }}
    V t = μ • 4.74 d (pc) = 16.9 km。
    ここで、d (pc) はパーセク単位の距離です。参照：Majewski, Steven R. (2006). "Stellar Motions". University of Virginia. 2012年1月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年5月14日閲覧。
  3. ^ 白色矮星は平均質量0.58  M ☉付近に狭く分布しており、その割合はわずか2%です。参照：Holberg, JB; Barstow, MA; Bruhweiler, FC; Cruise, AM; et al. (1998). "Sirius B: A New, More Accurate View". The Astrophysical Journal . 497 (2): 935– 942. Bibcode :1998ApJ...497..935H. doi : 10.1086/305489 .
    すべての白色矮星のうち少なくとも太陽の質量が 1 個あります。
  4. ^ R * = 0.006 • (6.96 × 10 8 ) ≈ 4,200 km。
  5. ^ 地球の表面重力は9.780 m/s 2、cgs単位では978.0 cm/s 2です。したがって、
    ログ ⁡   グラム ＝ ログ ⁡   978.0 ＝ 2.99 {\displaystyle {\begin{smallmatrix}\log \ \operatorname {g} =\log \ 978.0=2.99\end{smallmatrix}}}
    重力比の対数は8.95 - 2.99 = 5.96です。つまり、
    10 5.96 ≈ 912 、 000 {\displaystyle {\begin{smallmatrix}10^{5.96}\approx 912,000\end{smallmatrix}}}
  6. ^ ウィーンの変位法則によれば、この温度での黒体のピーク放射の波長は次のようになります。
    λ b ＝ （ 2.898 × 10 6 n メートル   K ） / （ 35 、 500   K ） ≈ 82 {\displaystyle {\begin{smallmatrix}\lambda _{b}=(2.898\times 10^{6}\operatorname {nm\ K} )/(35,500\ \operatorname {K} )\approx 82\,\end{smallmatrix}}}  ナノメートル
    これは電磁スペクトル の遠紫外線部分に位置します。

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ウィキメディア・コモンズには、 IK ペガシに関連するメディアがあります。
  • Davies, Ben (2006), Supernova events , 2007-06-01閲覧
  • リッチモンド、マイケル（2005年4月8日）、近くの超新星は地球上の生命を危険にさらすのか？、アマチュアスカイサーベイ、2007年3月6日時点のオリジナルよりアーカイブ、 2007年6月7日閲覧。
  • Tzekova, Svetlana Yordanova (2004), IK Pegasi (HR 8210), ESO (European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere)、2012年5月20日時点のオリジナルよりアーカイブ、2007年9月30日取得

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