桜井天体

出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』
移動: 案内検索
桜井天体
Phot-21-96.gif
星座 いて座
視等級 (V) 10.90[1]
分類 S...D[1]
位置
元期:J2000.0
赤経 (RA, α) 17h 52m 32.69s[1]
赤緯 (Dec, δ) −17° 41′ 08.0″[1]
距離 1.8-5パーセク[2]
物理的性質
質量 0.6[3]
別名称
別名称
V4334 Sgr, V4334 Sagittarii, 2MASS J17523269-1741080, DPV 1, Sakurai's variable, PN G010.4+04.4, GSC2 S2202011182877, Sakurai's Object, AAVSO 1746-17
■Project ■Template

桜井天体(さくらいてんたい、Sakurai's Object)は、いて座恒星である。1996年にこの天体を発見した日本人アマチュア天文学者の桜井幸夫の名前から名付けられた。漸近巨星分枝の後期熱パルスの段階にあると考えられている。

桜井天体は、かつて白色矮星であった赤色巨星であると考えられている。後期熱パルスは白色矮星の段階で起こり、AGB星に戻る。この型の天体は数個しか観測されていないが、水素が欠乏し、ヘリウムやその他の金属が豊富な状態になる[4]。このような恒星は、最終的にヘリウムの豊富な白色矮星になると考えられる。

桜井天体は、1919年に発見されたわし座V605とともに、後期熱パルスの大光度の段階にある2つの恒星のうちの1つである[2]。その他、や座FG星等のいくつかの恒星も「再燃焼」の段階にあるのではないかと疑われている[4]

観測の歴史[編集]

1996年2月23日に送付された国際天文学連合の会報は、アマチュア天文学者の櫻井幸夫が11.4等級の「進みの遅い新星の可能性がある天体」(“possible ’slow’ nova”)を発見したことを報じた[5]。日本人天文学者の中野主一がこの発見を報告し、この天体が1993年の画像でも1931年から1950年のハーバード・スミソニアン天体物理学センターの記録でも見られないにも関わらず、前年よりわずかだけ明るくなっていることが関心を集めた。中野は「共生新星の爆発で増光の翌年に輝線が消失するのは非常に珍しい」と書いた[6]

最初の報告の後、ヒルマー・デュルベックらは、桜井が観測した「最後のヘリウムフラッシュの可能性がある天体」(‘possible final helium flash’)についての論文を発表した。その中で彼らは、桜井天体の位置は1976年に発見された21等級の暗い天体の位置に相当するとし、1994年から1996年に再び観測された時に11から15等級まで明るくなったとした[7]。測定された流束、角直径、星雲の質量等の解析によって、5.5キロパーセクという距離や38太陽光度という光度が決定された。専門家は、この値は見かけやモデル予測とも合致するが[8]、この領域の爆発の明るさは3100太陽光度で、予測より3倍も低いことを指摘した。

最初の赤外線観測については、1998年に近赤外と遠赤外の両方の分光画像が公開された。集められたデータは、桜井天体の増光がモデルの予測どおりであることを示し、~680Kの温度の星周塵が存在することが発見された[9]。さらに2000年に公開されたイギリス赤外線望遠鏡による赤外線のデータから、吸収線の変化の発見について議論された[10][11]

性質[編集]

桜井天体は、漸近巨星分枝後の恒星に分類され、白色矮星が冷却される短い期間の後、ヘリウム殻フラッシュ(後期熱パルスとしても知られる)の段階にある[12]。質量は、約0.6太陽質量であると考えられている[3]

塵の雲[編集]

1998年後半、光学的に深い塵の殻が桜井天体を隠して恒星の光度が急激に低下し、1999年まで可視光波長での観測ができなくなった[13]。赤外線観測では、恒星の周りの塵の雲は主にアモルファス形の炭素であることが明らかとなった[14]。2009年、塵の殻はかなり非対称で、円盤の主軸は134°の方向を向いており、傾斜角は約75°であることが発見された。この円盤は、発生源の温度が急速に低下しているため、より不透明になると考えられている[15][16]

惑星状星雲[編集]

桜井天体は、約8300年前の恒星の赤色巨星段階で形成された惑星状星雲に囲まれている[17]。この星雲の直径は44秒で、拡大速度は約32 km/sであることが示された[18]

出典[編集]

  1. ^ a b c d SIMBAD Database entry for V4334 Sgr”. SIMBAD. 2013年4月19日閲覧。
  2. ^ a b van Hoof, P. A. M.; Hajduk, M. (2007). “The onset of photoionization in Sakurai’s Object (V4334 Sagittarii)”. Astronomy & Astrophysics 471: L9-L12. arXiv:0706.3857. Bibcode 2007A&A...471L...9V. doi:10.1051/0004-6361:20077932. 
  3. ^ a b Herwig, Falk (2011). “Convective-reactive proton-12C combustion in Sakurai's Object (V4334 Sagittarii) and implications for the evolution and yields from the first generations of stars”. The Astrophysical Journal 727: 89. arXiv:1002.2241. Bibcode 2011ApJ...727...89H. doi:10.1088/0004-637X/727/2/89. 
  4. ^ a b Lawlor, T.M.; MacDonald, J. (February, 2003). “Sakurai's Object, V605 Aquilae, and FG Sagittae: An Evolutionary Sequence Revealed”. The Astrophysical Journal 583: 913-922. Bibcode 2003ApJ...583..913L. doi:10.1086/345411. 
  5. ^ THE ING NEWSLETTER No. 2, March 2000, Don Pollacco, QUB
  6. ^ Green, Daniel (1996年2月23日). “Novalike Variable in Sagittarius”. International Astronomical Union. 2014年1月17日閲覧。
  7. ^ Duerbeck, Hilmar; Benetti, Stefano (September 10, 1996). “Sakurai's Object - A possible Final Helium Flash in a Planetary Nebula Nucleus”. The Astrophysical Journal 468: L111-L114. Bibcode 1996ApJ...468L.111D. doi:10.1086/310241. 
  8. ^ Iben, I. (1983). “On the Evolution of Those Nuclei of Planetary-Nebulae That Experience a Final Helium Shell Flash”. Astrophysical Journal 264: 605-612. Bibcode 1983ApJ...264..605I. doi:10.1086/160631. 
  9. ^ S. Eyres (1998). “Infrared Spectroscopy of Sakurai’s Object”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 298: L37-L41. Bibcode 1998MNRAS.298L..37E. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01898.x. 
  10. ^ Geballe, T. R.; Eyres, S. (2002). “The Infrared Evolution of Sakurai's Object”. Astrophysics and Space Science 279: 39-49. arXiv:astro-ph/0102043. Bibcode 2002Ap&SS.279...39G. 
  11. ^ Eyres, S. (2000). “The continuing saga of Sakurai's object (V4334 Sgr): dust production and helium line emission”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 315: 595-599. Bibcode 2000MNRAS.315..595T. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03412.x. 
  12. ^ Rushton, M. (2009). “Sakurai’s Object: characterizing the near-infrared CO ejecta between 2003 and 2007”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 393: 108-112. Bibcode 2009MNRAS.393..108W. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14135.x. 
  13. ^ Pavlenko, Y.V.; Geballe, T.R. (2002). “Models of infrared spectra of Sakurai’s Object (V4334 Sgr) in 1997”. Astronomy & Astrophysics 390: 621-626. arXiv:astro-ph/0205528. Bibcode 2002A&A...390..621P. doi:10.1051/0004-6361:20020732. 
  14. ^ Tyne, V (2002). “Modelling the dust cloud around Sakurai's Object”. Astrophysics and Space Science 279: 139-147. Bibcode 2002Ap&SS.279..139T. 
  15. ^ Tyne, V (2002). “Sakurai's Object (V4334 Sgr): evolution of the dust shell from 1999 to 2001”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 334: 875-882. Bibcode 2002MNRAS.334..875T. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05561.x. 
  16. ^ Chesneau, O.; Clayton, G. (2009). “A dense disk of dust around the born-again Sakurai's object”. Astronomy & Astrophysics 493: L17-L20. arXiv:0811.3295. Bibcode 2009A&A...493L..17C. doi:10.1051/0004-6361:200811173. 
  17. ^ Hajduk, M. (2008). “Studying the old planetary nebula of V4334 Sgr”. Astronomical Society of the Pacific Conference Series 391: 163-164. 
  18. ^ Pollacco, Don (2002). “Modelling the Planetary Nebula”. Astrophysics and Space Science 279: 129-137. Bibcode 2002Ap&SS.279..129P. 

外部リンク[編集]

座標: 星図 17h 52m 32.69s, -17º 41' 08.0''