IKタウリ
おうし座のミラ変光星
IKタウリ

ASAS-SNデータからプロットされたIKタウリの可視光帯域 曲線。 [1]メインプロットは時間の関数として明るさを示し、インセットは同じデータを脈動位相の関数としてプロットしたものを示しています。
観測データ
エポック J2000.0      エキノックス J2000.0
星座 おうし座
赤経 3時間53分28.87秒[2]
赤緯 +11° 24′ 21.7″ [2]
見かけの等級 （V） 10.8 - 16.5 [3]
特徴
進化段階 漸近巨大枝
スペクトル型 M6e - M10e [3]
見かけの等級 （K） −1.24 [4]
U−B色指数 −0.04 [4]
B−V色指数 +3.64 [4]
変数型 ミラ[3]
天体測量
視線速度（R v）約46 [5] km/s
固有運動（μ） ラ： 32.806 ± 0.799 [6]マス/年12 月:
 −22.820 ± 0.663 [6]マス/年
視差（π）3.5114 ± 0.3496  mas [6]
距離930 ± 90 光年
(280 ± 30  pc )
詳細
質量1 - 1.5 [7]  M ☉
半径608 ± 66 [7]  R ☉
明るさ8,724 ± 1,921 [7]  L ☉
表面重力（log  g）–0.95 [7]  cgs
温度2,234 ± 86 [7]  K
その他の指定
IK タウ、NML タウリ、2MASS  J03532886+1124216、IRAS  03507+1115、AAVSO  0347+11
データベース参照
シンバッドデータ

IKタウリまたはNMLタウリは、ミラ変光星であり、太陽から約280パーセク（910光年）離れたおうし座 に位置している。[7]

発見

1965年、カリフォルニア工科大学の天文学者、ノイゲバウアー、マーツ、レイトンは、 2つの極めて低温の星を発見したと報告しました。当時、これらの極めて赤い天体の温度は約1,000 Kと推定されていました。[8]

他の名称がなかったため、発見者の頭文字をとってNML CygniとNML Tauri と命名された。[9] [10] 1967年にミラ変光星として特定された。[11]この星が変光星IK Tauri と命名された後、NML Tauri という名称は使われなくなった。[12]

変動性

おうし座IK星は、約470日周期で、10.8等級から16.5等級までの範囲で光度が変化します。[3]発見後すぐに、強い水素放射を示すスペクトルと非常に大きな視等級振幅に基づき、ミラ変光星に分類されました。[11]周期ごとに星のスペクトルも変化し、常にM10が最小値付近、M6～M8が最大値となります。[3]

プロパティ

おうし座IK星は470日周期で強い脈動を起こし、最小輝度時には最も低温かつ最大となる。放射光度はそれほど劇的に変化せず、8,724 L ☉と推定される 。温度はわずか2,234 K、半径は608  R ☉と計算されている。

IKタウリは、その広大な大気と恒星周物質から強いメーザー放射を放射している。 [13]恒星周物質は塵に富んでおり、恒星に近い場所にはアルミナ、より外側にはケイ酸塩が分布している。2種類の塵は別々の殻を形成しており、1つは恒星の半径の2倍以内、もう1つは3倍以上の範囲に分布している。塵の最も密度の高い領域は、IKタウリの半径の6～8倍の範囲にある。[14]

タウリIK星は、最大輝度時でも肉眼で見える範囲をはるかに下回っていますが、これは低温と可視波長域での強い減光によるものです。赤外線では、リゲル（Kバンド等級+0.18 [4] ）などの著名な恒星よりも明るく、シリウス（Kバンド等級-1.35 [4] ）に匹敵します。[14]

進化

ミラ変光星であるIKタウリは、漸近巨星分枝（AGB）の星で、元々は約1.5  M ☉でした。[15]核の水素とヘリウムを使い果たし、炭素-酸素核を点火するほどの質量を持たず、現在は同心円状の水素殻とヘリウム殻を交互に核融合しています。不活性な核が成長し、水素殻が表面に近づくにつれて、質量損失が非常に大きくなり、この星は肉眼では非常に見えにくくなり、赤外線星になります。[16]その後、急速に大気を完全に失い、惑星状星雲を形成し、白色矮星を残します。


参考文献

  1. ^ 「ASAS-SN変光星データベース」. ASAS-SN変光星データベース. ASAS-SN . 2022年1月6日閲覧。
  2. ^ ab Cutri, Roc M.; Skrutskie, Michael F.; Van Dyk, Schuyler D.; Beichman, Charles A.; Carpenter, John M.; Chester, Thomas; Cambresy, Laurent; Evans, Tracey E.; Fowler, John W.; Gizis, John E.; Howard, Elizabeth V.; Huchra, John P.; Jarrett, Thomas H.; Kopan, Eugene L.; Kirkpatrick, J. Davy; Light, Robert M.; Marsh, Kenneth A.; McCallon, Howard L.; Schneider, Stephen E.; Stiening, Rae; Sykes, Matthew J.; Weinberg, Martin D.; Wheaton, William A.; Wheelock, Sherry L.; Zacarias, N. (2003). 「VizieRオンラインデータカタログ：2MASS点源全天カタログ（Cutri+ 2003）」。CDS/ADC電子カタログコレクション。2246 ：II/246。書誌コード：2003yCat.2246....0C。
  3. ^ abcde Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). 「VizieRオンラインデータカタログ：変光星総合カタログ（Samus+ 2007-2013）」. VizieRオンラインデータカタログ：B/GCVS. 初版：2009yCat....102025S . 1 .書誌コード：2009yCat....102025S.
  4. ^ abcde Ducati, JR (2002). 「VizieRオンラインデータカタログ：ジョンソン11色システムによる恒星測光カタログ」CDS/ADC電子カタログコレクション. 2237 :0.書誌コード:2002yCat.2237....0D.
  5. ^ Feast, Michael W.; Whitelock, Patricia A. (2000). 「ヒッパルコスデータによるミラの運動学：太陽圏外への銀河バー」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 317 (2): 460. arXiv : astro-ph/0004107 . Bibcode :2000MNRAS.317..460F. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03629.x . S2CID  123295862.
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  7. ^ abcdef Adam, C.; Ohnaka, K. (2019). 「VLT/SPHERE-ZIMPOLとVLTI/AMBERによる酸素に富むAGB星IK Tauriの最深部ダスト形成領域の探査」. Astronomy & Astrophysics . 628 : A132. arXiv : 1907.05534 . Bibcode :2019A&A...628A.132A. doi :10.1051/0004-6361/201834999. S2CID  196470928.
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  10. ^ Wyckoff, S.; Wehinger, P. (1973). 「NML Tauri の改訂周期と極小光スペクトル」.アストロフィジカル・ジャーナル. 186 : 989. Bibcode :1973ApJ...186..989W. doi : 10.1086/152562 .
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  12. ^ Wing, RF; Lockwood, GW (1973). 「IK Tauri の周期とスペクトル範囲」. Astrophysical Journal . 184 : 873. Bibcode :1973ApJ...184..873W. doi : 10.1086/152376 .
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  15. ^ Decin, L.; De Beck, E.; Brünken, S.; Müller, HSP; Menten, KM; Kim, H.; Willacy, K.; De Koter, A.; Wyrowski, F. (2010). 「酸素に富むAGB星IK Tauriの星周分子組成。II. LTE以外の詳細な化学組成分析」. Astronomy and Astrophysics . 516 : A69. arXiv : 1004.1914 . Bibcode :2010A&A...516A..69D. doi :10.1051/0004-6361/201014136. S2CID  55743965.
  16. ^ Wilson, WJ; Barrett, AH (1972). 「赤外線星からのOH放射の特性」.天文学と天体物理学. 17 : 385.書誌コード:1972A&A....17..385W.
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