オリオン座V1647星
オリオン座V1647星
オリオン座の地図
オリオン座V1647星の位置（丸で囲まれた部分）
観測データエポックJ2000      エキノックスJ2000
星座オリオン座
赤経5時46分13.14秒[ 1 ]
赤緯−00° 06′ 4.9″ [ 1 ]
見かけの等級 （V）23.3（静穏）14～19（噴火）
特徴
進化段階前主系列星（オリオン座FU星）
スペクトル型M3.9 [ 2 ]
B−V色指数1.41
天体測量
視線速度（Rv）40.3535 km/s
固有運動（μ）RA:  -0.918 [ 1 ]マス/年12 月:  -1.057 [ 1 ]マス/年
視差（π）2.422 ± 0.1202  mas [ 1 ]
距離1,350 ± 70 光年 (410 ± 20  pc )
詳細
質量0.8 ± 0.2 [ 3 ]  M ☉
半径3  R ☉
光度9.55 (静穏時) [ 3 ] 44 (噴火時) [ 4 ]  L ☉
温度3773.15  K
自転1日
回転速度（v  sin  i）120 [ 3 ]  km/s
年齢約0.5 [ 3 ] 百万
その他の指定
V1647  Ori、2MASS  J05461313-0006048、IRAS  05436-0007、HOPS 388、Gaia DR2 3219119189974545024、 Gaia DR3 3219119189974545024、LMZ 12、TIC 176448070、OriBsmm 55、SDSS J054613.14-000604.1
データベース参照
SIMBADデータ

V1647オリオン座（V1647 Ori）は、オリオン座にある若い恒星で、太陽系から約1470光年の距離にあります。[ 5 ] [ 6 ]反射星雲M78に位置し、マクニール星雲と関連しています。[ 7 ]

この天体は、これまで数回にわたり激しい噴火現象を経験していることが知られており（最後に発生したのは2008年）、その特徴から、この天体は2つのクラスの前主系列星、オリオン座FU型（FUor）[ 6 ] [ 9 ]とおおかみ座EX型（EXor） [ 6 ] [ 10 ]の中間に位置すると考えられています。

特徴

研究により、オリオン座V1647は若い恒星であり、おそらく主系列前期の星であることが明らかになっています。進化モデルと得られたデータに基づくと、この天体の年齢は10万年[ 6 ]から50万年[ 11 ]の間です。すべての形成中の恒星と同様に、オリオン座V1647は軌道上にガスとケイ酸塩ダストの円盤を持ち、これが恒星の集積を媒介し、円盤に物質を補充するガスエンベロープに囲まれています。[ 12 ]集積は平均して約10 −6 [ 13 ]および太陽質量の約3 × 10 −7 倍（M ☉）の速度で毎年回転している。[ 14 ]また、赤外線放射源でもあり、IRAS 05436-0007としてカタログ化されている。[ 9 ] 2018年に行われたALMA電波干渉計による観測により、天文学者は、星周ディスクの全質量を約0.1 M ☉と推定した 。この質量は、主にガスと約1％の塵（約430 M ⊕ ）で構成されており、原始星までの距離は約40 AUである。[ 15 ]

分光分析と赤外線分析により、この天体の物理的パラメータの一部をある程度近似値で測定することが可能になった。この天体はこれまでに約0.8 ± 0.2  M ☉である[ 13 ]が、半径はかなり大きく、太陽の約3倍である。[ 6 ]この結果、水素からヘリウムへの核融合反応が始まるには密度が不十分となる。大きな放射表面積により、この天体は太陽よりも高い光度を持ち、平均で約9倍である。[ 13 ]この天体のスペクトルには、若い原始星に典型的な一酸化炭素（CO）の吸収線も見られ、ナトリウムやカルシウムなどの金属の存在を示す証拠がある。[ 11 ] CO放射は、おそらく円盤の最内部にあるガスが加熱されて2,500  Kで、ダストクリアランス領域、つまりダストがより希薄化されているため放射線を吸収しない領域によって知覚されます。 [ 16 ]

噴火現象

オリオン座V1647星は、明るさを大幅に増加させる強い噴火によって現れる、大きな変動を特徴としています。この天体の最初の噴火は1966年から1967年に発生し、ジャンルカ・マシがエヴァード・クライマーのアーカイブ画像に基づいて特定しました[ 17 ] 。そして、アジアーゴ天文台とハーバード天文台から入手した写真乾板の分析によって研究されました。この現象の正確な期間は不明ですが、5か月から20か月の間と考えられています[ 10 ]

2004 年 (下) と 2006 年 (上) の V1647 Ori 領域の画像。2004 年から 2006 年の間に星の明るさが増加したことと、この天体の噴火に関連してマクニール星雲の明るさが同時に変化したことに注目してください。

2003年末にかけて、この天体は突然の光度増加を示しました。[ 11 ]これは2回目の激しい噴火が起こった兆候でした。この現象は2年間研究され、その間、この天体は平常以上の光度を維持していました。2005年10月には光度が減少し始め、2006年2月には[ 11 ]バースト前のレベルに戻りました。[ 6 ] [ 18 ]噴火中、この天体の有効光度は44  L ☉に達しました。[ 7 ] 2008年半ばには新たなバーストが記録され、[ 8 ]その4年前に始まった噴火と非常によく似た特徴を示しました。[ 19 ]

オリオン座V1647の爆発は、おそらく高温の星周円盤から若い星の光球に向けて突然の質量放出が起こったことに関連していると考えられる。記録された明るさの急激な増加は、降着率の大幅な増加（ピークは5 × 10 −6  M ☉ /年）[ 14 ]は、おそらく円盤内の不安定性イベントによって引き起こされる。[ 8 ] [ 12 ]この増加により、周囲の塵を薄くする高エネルギーの風が放出され、通常は成長の燃料となる塵によって隠されている天体が見えるようになる。これらの噴出は、恒星の最終的な質量の大部分が集積されるたびに、特徴的な間隔で発生すると考えられている。[ 11 ]

これらのダイナミクスは、オリオン座FU型天体とEX型おとめ座EX型星の両方に特徴的な現象です。そのため、V1647オリオンをどちらのクラスに分類するかは議論の的となっています。FU型オリオンは、光度が急激に増加し（可視光で5等級以上）、数十年にわたって持続するのに対し、[ 20 ] EX型オリオンの爆発はより暗く、持続時間も短く、せいぜい数年です。また、時間の経過とともに再発するようです。[ 14 ]

オリオン座V1647の光度曲線。メインのグラフは2004年から2005年のアウトバースト中の近赤外線輝度の変化を示している。挿入図は、はるかに弱い周期変動を示している。Acosta-Pulido et al. (2007) [ 6 ]より引用

V1647 Orionis の爆発は EXor と同様に短命かつ反復的であるが、光度の増加は FUor に匹敵する値に達し、また、天体自体のスペクトルエネルギー分布 (SED) は FUor のそれをトレースしている。[ 12 ]光吸収スペクトルも FUor および EXor の両方とは区別できる。[ 12 ]また、これら 2 つのタイプの前主系列星の中間に位置する降着率の値を考慮すると、V1647 Ori はこれら 2 つの恒星クラスの中間の領域を構成すると示唆されている。[ 7 ] SED 自体も、爆発現象の頻度と相まって、V1647 Orionis がクラス I 天体であり、不透明な円盤から光学的に透明な円盤への移行期にあることを示している。[ 12 ]

噴火期間中、NASAのチャンドラ宇宙望遠鏡は若い恒星からの強力なX線放射を検出しました。これは、降着率が増加する前と増加中に、天体とディスクの磁場強度線がどの程度再編成されるかを反映しています。[ 18 ]

2008年から2018年にかけて、この天体の明るさは2006年から2008年の間と同様に徐々に減少し、2018年初頭にはRバンドで20等級と最小値に達した。[ 21 ]

関連する星雲

M78の画像。右下をよく見ると、星雲の明るい部分を分ける暗いガスの端にマクニール星雲が見えます。ESO

この天体は、その明るさで知られる反射星雲M78（ NGC 2068としても知られる）の北西端に位置し、青色の恒星を光源としているため、この種の天体としては特徴的な青みがかった色を発しています。2004年に始まったこの恒星の爆発により、雲内のガスの一部が照らされ、発見者にちなんでマクニールの雲と名付けられました。[ 7 ] [ 10 ]また、この恒星はハービッグ・ハロー天体HH 23とも関連しているようで、HH 23の光源である可能性も考えられます。[ 22 ]

V1647 Oriに加えて、強いHα線を放射する44個の若い星[ 23 ]、いくつかの原始星と、LBS 17-Hとしてカタログ化されているクラス0の原始星候補が雲内で確認されています。[ 24 ]

M78のすぐ南西には、相互につながった3つのハービッグ・ハロ天体が観測されており、HH 24、HH 25、HH 26としてカタログ化されています。この雲の部分は、ここで起こっている激しい星形成現象のために複雑な形態をしています。[ 25 ]この結果、この領域には若い恒星や強力な赤外線放射源が豊富にあります。[ 26 ] [ 27 ]

銀河環境

オリオン座V1647星は、関連する星雲とともに、オリオンB領域（LDN 1630）内に位置しています。距離は約410パーセク（1340光年）で、オリオン星雲も含まれるオリオンA星形成領域にも物理的に非常に近く、より暗い星雲NGC 2024（炎星雲としても知られる）、NGC 2023、NGC 2071 、そして前述のM78を含みます。最初の2つは、この領域の南西部に位置し、星形成現象が活発に行われています[ 28 ]

これらはすべて、地球から1,500光年から1,600光年の距離にあり、数百光年の幅を持つ巨大な分子雲複合体であるオリオン分子星雲複合体内に位置しています。また、夜空で観測できる最も活発な星形成領域の一つであり、原始惑星系円盤と非常に若い星が最も豊富に存在する領域の一つでもあります。この複合体は、赤外線波長で撮影された画像で最も鮮明に見え、最も隠れた星形成過程が検出されます。この複合体には、暗黒星雲、輝線星雲、HII領域などが含まれます。[ 22 ]

関連項目

参考文献

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