ぎょしゃ座イプシロン星

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ぎょしゃ座ε星
Epsilon Aurigae
星座 ぎょしゃ座
視等級 (V) 3.04
変光星型 アルゴル型
分類 白色超巨星
位置
元期:J2000.0
赤経 (RA, α) 05h 01m 58.1s
赤緯 (Dec, δ) 43° 49′ 24″
視線速度 (Rv) -2.5±0.9 km/s
固有運動 (μ) 赤経:0.18 /年
赤緯:-2.34 /年
年周視差 (π) 1.53±1.29 ミリ秒
距離 約2000光年
(約700パーセク
絶対等級 (MV) -5.95
物理的性質
半径 135 ± 5 / 3.9 R[1]
質量 2.2–3.3 / 5.9 M[1]
スペクトル分類 F0II-III? / B5V[1]
光度 18,000 L[要出典]
表面温度 7,750 / 15,000 K[1]
色指数 (B-V) 0.54
色指数 (U-B) 0.30
別名称
別名称
Almaaz, Al Anz, Haldus, ε Aur, 7 Aur, HR 1605, BD+43°1166, HD 31964, SAO 39955, FK5 183, GC 6123, ADS 3605, CCDM 05020+4350, HIP 23416.
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ぎょしゃ座ε星は、ぎょしゃ座の恒星で、視等級は3.0等から3.8等まで変光するアルゴル食変光星である。スペクトル型はA8の超巨星で、距離は2000 - 2500光年と見られている。

名称[編集]

固有名はアル・マーズ(Almaaz)

変光の発見[編集]

ぎょしゃ座ε星は極めて特異な星のひとつとされている。それは異例かつ説明困難な変光現象による。1821年にぎょしゃ座ε星は初めて変光していることが報告された[2]。しかし当初その報告は注目されることがなかった。その後1847年 - 1848年1874年 - 1875年にかけて変光が観測された[3]

1912年になって、ぎょしゃ座ε星の過去の観測記録を確認したところ、思いもかけない事実が判明した。ぎょしゃ座ε星は1821年、1847 - 1848年、1874年に普段より暗くなっていることが明らかになったのだ。結論としてぎょしゃ座ε星は伴星主星を掩蔽することによって変光する、食変光星であることが明らかになった。

ところがぎょしゃ座ε星の変光は変光周期が約9892日(27.1年)と極めて長い上に、食の期間が約2年間続く点が、当時知られていた他の食変光星と比べて極めて異質であった。なお、現在でもぎょしゃ座ε星の変光周期は知られている食変光星の中で最長である。

変光の謎[編集]

まず、食の観測内容そのものに解釈困難な事実があった。まず0.8等と主星の光度が約半分になる減光があるということと、減光と復光の期間が約半年、そして通常よりも0.8等級減光している食甚期間が約1年間継続するという事実である[4]。ぎょしゃ座ε星の場合、減光と復光の期間が1とすれば食甚の期間は2となる。主星の光度が半分になるのだから、伴星が全く光を発しないとしても主星の面積の半分を隠さなければならないことになるが、主星の半分以上の大きさの伴星が主星を隠すとしたら、減光と復光の期間がもっと長くなるはずであり、減光、復光と食甚の期間の比率が1:2になるという事実に説明がつかない[5]。つまり普通の食変光星のモデルではぎょしゃ座ε星の変光を説明することは不可能であることがわかった。

その上、食の期間は約2年間に及ぶことと、ぎょしゃ座ε星自体が可視星としては極めて遠い距離にある星であることから、伴星は極めて大きな天体であることが想定された。しかし実視観測はおろか食の前後と食の最中でスペクトル型にほとんど変化が見られないなど、分光観測でも伴星の正体がつかめなかった。もし伴星が主星の前を横切らない角度に地球が位置すれば、ぎょしゃ座ε星は単にスペクトル型A8の超巨星とされていたであろう。

やがて伴星に対する主星の動きから伴星の質量が計算された。伴星の質量は主星ほどではないが極めて大きく、主星が太陽の質量の15~20倍程度、そして伴星も10倍程度はあるとされた。これほどの質量を持つ天体が見えないという事実をどう説明するかという難問も持ち上がった。

2つのモデル[編集]

円盤モデルに基づく連星系の様子(想像図)。
周囲に円盤を持つ伴星が主星を覆い隠す様子(想像図)。

ぎょしゃ座ε星の観測結果を説明するために、大きく分けて2つのモデルが提唱された[5]。1つは主星を上回る大きさの巨大な半透明な天体が伴星であるというモデル[5]。もうひとつは伴星が不透明な平べったい円盤型であるというモデルである[5]

第一のモデルの難点は、主星を上回る大きさの巨大な半透明な天体を想定すること自体が困難である上に、半透明な物体を通した場合、主星のスペクトルに何らかの変化が見られると予想されるが、そのような事実はない。そのため、現在では第二のモデルが一般的に受け入れられている[5]

なお残る謎[編集]

第二のモデルを採用すると、不透明な平べったい円盤型の天体の正体が何であるかが次の問題になる。質量的な面と伴星が観測にかからないという点から、伴星の中心にはブラックホールがあって、その周囲をチリが包んでいるというモデルが提唱された。しかしこのモデルには深刻な欠陥があった。ブラックホールの周囲を巨大なチリの円盤が取り巻いていれば、降着円盤が出来てそこから強力なX線ガンマ線宇宙ジェットが観測されるはずである。しかしぎょしゃ座ε星ではそのようなものは全く観測されない。そこで伴星は円盤型のチリに包まれた高温の星ではないかという説が考えられた。しかしこの説でも高温の星が見えない事実が説明困難であるという欠陥を抱えていた。円盤型のチリの質量はたかが知れており、必然的に太陽の10倍程度はあるとされる伴星の質量のほとんどを占める高温星が、観測にかからないということの説明が困難であった。

1982-1984年の観測[編集]

ぎょしゃ座ε星は1982年から1984年にかけて減光した。この時の観測で食甚の最中にぎょしゃ座ε星が増光しているという興味深い現象が捉えられた。そのため不透明な平べったい円盤の真ん中には穴が開いていて、ちょうどドーナツのような形をしているのではないかとのモデルが提唱された。そしてドーナツ型をしていると見られる不透明な円盤の形状ならびに伴星の質量から、伴星自体が連星なのではないかとの説が唱えられた。しかしこの説でも伴星が観測にかからないという事実を満足に説明は出来なかった。

2009-2011年の観測[編集]

明るいF型の主星とちりの円盤を持つB型の伴星(想像図)。

ぎょしゃ座ε星は2009年から2011年にかけて変光すると予想され、実際に2009年8月11日に部分食による減光が始まったことが観測された。2009年12月には皆既食が始まり、2011年5月には本来の光度に戻ると推測された[6]。この間に、ぎょしゃ座ε星の謎の解明が大きく前進することが期待された。

2010年1月、スピッツァー宇宙望遠鏡による観測が行われ、伴星の正体は円盤に囲まれたB型の恒星だと示された。B型の星では従来のモデルが予想する伴星の質量を満たすことが困難である。そこで主星の質量がこれまでの想定より小さいとする新しいモデルが提案された。この仮定に基づくと、伴星の質量や光度も小さくて済むことになり、伴星が容易には観測できないという事実をうまく説明できる[7]

その後、493日後の2011年3月19日にぎょしゃ座ε星は皆既食を終えて増光に入り、同年5月13日頃に部分食が終了したと見られる[8]

次回の変光は2036年から2038年にかけて起こると予想されている。

脚注[編集]

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  1. ^ a b c d System Properties Table (Citizen Sky)”. 2011年1月31日閲覧。
  2. ^ 岡崎彰 著 『奇妙な42の星たち』 誠文堂新光社1994年4月1日発行、ISBN 4-416-29420-4、132頁。
  3. ^ 『奇妙な42の星たち』、133頁。
  4. ^ 『奇妙な42の星たち』、134頁。
  5. ^ a b c d e 『奇妙な42の星たち』、135頁。
  6. ^ “長周期変光星ぎょしゃ座イプシロン、減光開始”. AstroArts. (2009年10月7日). http://www.astroarts.co.jp/news/2009/10/07eps_aur/index-j.shtml 2009年11月21日閲覧。 
  7. ^ Victoria Jaggard (2010年1月6日). “ぎょしゃ座イプシロンの食の謎、解明か”. ナショナルジオグラフィック. http://www.nationalgeographic.co.jp/news/news_article.php?file_id=17939918&expand 2010年1月11日閲覧。 
  8. ^ “ぎょしゃ座イプシロン星の皆既食が終了、増光開始”. AstroArts. (2011年4月7日). http://www.astroarts.co.jp/news/2011/04/07eps_aur/index-j.shtml 2012年12月22日閲覧。