くじら座タウ星

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くじら座τ星[1]
Tau Ceti
星座 くじら座
視等級 (V) 3.50[1]
変光星型 疑わしい[2]
分類 G型主系列星
位置
元期:J2000.0[1]
赤経 (RA, α) 01h 44m 04.08338s[1]
赤緯 (Dec, δ) -15° 56′ 14.9262″[1]
赤方偏移 -0.000056[1]
視線速度 (Rv) -16.68 km/s[1]
固有運動 (μ) 赤経: -1,721.05 ミリ秒/年[1]
赤緯: 854.16 ミリ秒/年[1]
年周視差 (π) 273.96 ± 0.17 ミリ秒[1]
距離 11.91 ± 0.01 光年[注 1]
(3.65 ± 0パーセク)[注 1]
絶対等級 (MV) 5.688[注 2]
Cetus constellation map.svg
Cercle rouge 100%.svg
τ星の位置
物理的性質
半径 0.793 ± 0.004 R[3]
質量 0.783 ± 0.012 M[3]
表面重力 4.4 (log g)[4]
自転速度 0.90 km/s[5]
自転周期 34日[3]
スペクトル分類 G8.5 V[1]
G8Vp[2]
光度 0.488 ± 0.010 L[3]
表面温度 5,344 ± 50 K[3]
色指数 (B-V) 0.72[1]
色指数 (U-B) 0.21[1]
色指数 (V-I) 1.09[1]
金属量[Fe/H] -0.55 ± 0.05[3]
年齢 5.8×109[3]
別名称
別名称
くじら座52番星[1]
BD -16 295[1], FK5 59[1]
GJ 71.0[1]
HD 10700[1], HIP 8102[1]
HR 509[1], SAO 147986[1]
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くじら座τ星(略称: τ Cet 英語: Tau Ceti)は地球から、くじら座の方向にある恒星で、太陽に似た黄色のG型主系列星である。

概要[編集]

地球から近い恒星の一つで、約12光年離れている。単独星のG型主系列星では、地球に最も近い恒星である[注 3]見かけの明るさの変動がほとんどなく、安定している。太陽に比べると金属量が乏しい。

くじら座τ星は3.5等級のため、肉眼でも容易に観測ができる[注 4]。くじら座τ星から見ると、太陽はうしかい座の方向にある3等星として見えるであろう[注 5]

くじら座τ星の周りを、太陽系に存在するエッジワース・カイパーベルトの約10倍の質量を持つ塵円盤が取り囲んでいる事が分かっている。2012年12月に、5つの太陽系外惑星が存在する証拠が発見され、そのうち2つはハビタブルゾーン内を公転していることが判明した[6][7][8]。しかし、地球よりも、塵円盤の小天体との衝突が頻発に発生している可能性がある。それにも関わらず、くじら座τ星はソーラーアナログと呼ばれる、特に太陽に似た恒星の種類に分類されているため、人類の有望な居住先候補となっている。恒星の安定性、太陽との類似性、そして近距離にあることなどから、地球外知的生命体探査(SETI)の調査対象の一覧にもリストアップされており、SF作品などでしばしば異星人の故郷や宇宙植民地として登場する[9]

名称[編集]

「くじら座τ星」という名称は、1603年ヨハン・バイエルが作成した星表であるウラノメトリアで確立されたバイエル符号によるもので、くじら座の恒星の中でτという番号が付されていることを示している。1650年頃にエジプトカイロで解読されたAl Achsasi al Mouakket英語版内にあるCalendariumと呼ばれる星表で、くじら座τ星は、Thālith al Naʽāmāt(تالت ألنعامة)と表記されており、これはラテン語で「3つ目のダチョウ」を意味するTertia Struthionumと翻訳された[10]。τ星は、η星θ星ζ星υ星と共にAl Naʽāmāt(ألنعامة)と呼ばれる、ダチョウを表した星群を構成していた[11][注 6]

中国では、τ星は、上記のυ星を除く3つの恒星とι星57番星を組み合わせた天倉という星群を構成している[12]。τ星は、この5番目の恒星とされており、「天倉五」と表記される[13]

運動[編集]

恒星の固有運動は、天球上でほとんど動いていないように見える遠方の天体を基準にして測定する。くじら座τ星は年にわずか2未満動くだけで、1秒動くのに約2,000年を要するが、大きな固有運動を持つ星 (high-proper-motion star) であるとされている。大きな固有運動は、地球からの距離が近いことを示している[14]。近距離にある恒星は、遠方にある恒星よりも大きく動いているように見え、また年周視差の研究対象として適している。くじら座τ星の場合、年周視差は273.96ミリ秒[1]で、地球からの距離は11.9光年となる。G型主系列星の中では、くじら座τ星は、ケンタウルス座α星Aに次いで地球に近い恒星である[15]

視線速度は、見かけ上ではなく、実際に恒星が移動している速度を表す。固有運動とは違い、速度を直接測定することはできないが、スペクトルで発生する赤方偏移青方偏移で判断できる。波長が赤くなる赤方偏移では、恒星が地球から遠ざかっていることを示している。逆に波長が青くなる青方偏移では、恒星が地球に近づいていることを示す。くじら座τ星の視線速度は約-17km/sで、負の値は、τ星が地球に近づいていることを表している[16]

くじら座τ星との距離は、年周視差以外にも、固有運動と視線速度とを組み合わせて計算することができる。空間速度は約37km/sである[注 7]。これを基に計算すると、くじら座τ星は銀河系の中心から9.7キロパーセク(3万2000光年)離れた、軌道離心率0.022の真円に近い軌道で公転しているとされている[17]

物理的特徴[編集]

太陽(左)とくじら座τ星(右)の大きさの比較。くじら座τ星は太陽よりも小さい恒星である。

くじら座τ星は、伴星を持たない単独の恒星とされている。2000年現在、約137離れた位置に13.1等級の恒星があるが、見かけの二重星であり、連星系ではないと考えられている[18][19][20]

現在知られているくじら座τ星の物理的特徴や恒星系に関する情報は、分光法による観測で得られたものである。これらの情報を、恒星進化論に基づくモデルと比較することで、質量や半径、光度、年齢を求めることができる。しかし、干渉計を使えば、半径については誤差0.5%の精度で測定することができる[21]。これらの手段によって、半径は太陽の79.3 ± 0.4%と求められている[3][21]。これは、太陽より多少質量の小さな恒星に予期される大きさである[22]

自転[編集]

くじら座τ星の自転周期は、1価の陽イオンであるカルシウムイオン (Ca II) が光を吸収することによって生じる吸収線(フラウンホーファー線)であるH線とK線の周期的な変化を用いて測定されてきた。これらの吸収線は恒星表面の磁場の活動と密接な関係があり[23]、波長の変動周期を測ることによって恒星が自転するのに要する時間を求めることができる。これにより、くじら座τ星の自転周期は、約34日であると推定されている[3][24]。自転速度は、吸収線の赤方偏移より求めることができる。恒星が自転していると、地球から見て近づいている側では青方偏移、逆に遠ざかっている側は赤方偏移を起こす。こうして求められた自転速度は、以下の通りである。

veq · sin i ≈ 1 km/s

veqは、赤道における自転速度、iは自転軸と観測者の視線が成す角度を表している。典型的なG8型の恒星の自転速度は約2.5km/sであることから、このくじら座τ星の自転速度の相対的な遅さは、くじら座τ星をほぼ極の方向から観ていることを示している可能性がある[25][26]

自転以外に、吸収線の特徴を広げる別の要素として圧力幅がある。ある粒子の近くに別の粒子が存在すると、その粒子から放たれる放射線は影響を受ける。つまり線の幅は、恒星の表面重力と表面温度から計算される表面圧力に影響される。この方法を用いてくじら座τ星の表面重力が求められた。τ星の表面重力は約4.4log g で、太陽の4.44log g と非常に近い値である[4]

金属量[編集]

恒星の化学組成は、形成された時代を含む、進化の歴史に重要な手がかりを示している。形成される際に必要な星間物質のほとんどは、水素ヘリウムから成り、重元素は僅かな量しか存在しない。そして、年月を重ねるにつれて、恒星が超新星爆発などで重元素が増加していった。なので、比較的若い恒星は、年老いた恒星よりも重元素の割合が高い傾向がある。この割合を天文学では、金属量という[27]。くじら座τ星の金属量は以下のようになる。

Fe = -0.50
H

これは、太陽の約3分の1に相当する値である。過去の観測では、金属量は-0.15から-0.60までと大きな誤差があった[4][28]

この金属量が少ないことは、くじら座τ星が太陽よりも年老いた恒星であることを表す。過去の研究では、年齢は約100億年とされていたが、現在はその半分の58億年とされている[3][29]。しかし、年齢推定値を採用したモデルに当てはめると、年齢は44億年から120億年の間になる[22]

光度の変動[編集]

くじら座τ星の光度は太陽の約55%である[17]。この光度だと、地球が太陽から受ける日射量と等しくなるのは、恒星から約0.7au離れたところになり、太陽系では太陽から金星間に相当する。

くじら座τ星は極めて安定しており、彩層の磁気活動がほとんど、あるいは全く無いことを示している[30]。くじら座τ星を9年間に渡って観測したある研究では、表面温度、彩層、粒状斑のいずれにも変動が見られなかった。赤外線天文学によるスペクトル中のカルシウムイオンのH線とK線の観測によると、くじら座τ星は11年周期で恒星活動を繰り返しているが、それは太陽と比べると小規模な変動である[25]。このことから、現在のくじら座τ星はマウンダー極小期のような低活動期間にある可能性が示唆されている[31][32]

質量に比べて明るさが低いのは恒星のエネルギー源となる水素核融合反応の速度が遅いためである。質量光度関係によれば、主系列に属する恒星の光度はおおよそ質量の3乗から4乗に比例しているので、太陽より軽量なくじら座τ星は太陽との質量比以上に光度が小さくなる。

太陽との比較[編集]

名前 スペクトル分類 表面温度
(K)
金属量[Fe/H] 年齢
(億年)
出典
太陽 G2V 5,778 0.00 46 [33]
くじら座τ星 G8.5V 5,344 -0.55 58

惑星と生命の探索[編集]

くじら座τ星への研究意欲が大きいのは、地球からの距離、太陽との類似性、惑星と生命が存在する可能性がある点が挙げられる。太陽に似た恒星の名称として、ソーラーツイン、ソーラーアナログ、ソーラータイプがあるが、HallとLockwoodは、「これらの用語は、徐々に限定的な用語になりつつある」と報告している[34]。くじら座τ星は、太陽と同様の質量と低い変動性を有するが、相対的な金属の欠如を考慮すると、ソーラーアナログに分類される[注 8]

くじら座τ星は惑星を視線速度法で発見できる有力なターゲットとされてきた。1988年の時点で、木星軌道(約5.2au)より内側に木星のような巨大ガス惑星が存在する視線速度の兆候は見られず[35][36]、少なくとも2012年12月までは、惑星の存在を示す兆候は発見されなかった[36]。この結果は、太陽系外惑星によく見られる、ホット・ジュピターが存在する可能性を排除し、木星質量以上で、公転周期が15年未満の惑星も存在しない事を示している[37]。さらに、ハッブル宇宙望遠鏡に搭載されている広域惑星カメラによる観測も1999年まで行われたが、望遠鏡の分解能の限界により、惑星を発見する事は出来なかった[38]

それまでの観測で、褐色矮星や木星のような巨大惑星の存在は否定されたが、地球軌道付近に、地球サイズの小型惑星が存在している可能性は依然として排除されていなかった[38]。仮に、くじら座τ星から非常に近い位置にホット・ジュピターが存在しているとすると、ハビタブルゾーンに影響を及ぼす可能性が高い。そのため、ホット・ジュピターが存在しないとすると、地球のような環境の惑星が存在している可能性が高くなる[35][39]。一般的な研究では、金属量が多い恒星と惑星を持つ割合には、正の相関関係が見られ、金属量が少ないくじら座τ星が、惑星を持つ可能性が低い事も示唆されている[40]。くじら座τ星の惑星に、原始的な生命が存在しているとすると、地球での生命活動によって生じる酸素などのように、大気成分から、生命が存在しているかが明らかになる可能性もある[41]

SETIとHabCat[編集]

くじら座τ星は、計画中止となったNASAのTerrestrial Planet Finderの観測対象の一つだった。

これまでで、くじら座τ星をターゲットとした、最も大規模に行われたプロジェクトとして、オズマ計画がある。オズマ計画は、選ばれた恒星から、人工的な無線信号が発信されている事を発見し、それによって「地球外文明」を捜す事が目標とされ、天文学者フランク・ドレイクが中心となって行われた。このような活動は後に地球外知的生命体探査(SETI)と呼ばれるようになる。ターゲットとして、地球に近く、組成が太陽に似ている、くじら座τ星とエリダヌス座ε星の2つが選ばれた。200時間にも及ぶ観測が行われたが、人工的な信号を捉える事が出来なかった[42]。くじら座τ星からの信号探索は否定的に見られるようになっていった。

しかし、くじら座τ星への関心は消えなかった。2002年、天文学者のMargaret TurnbullとJill Tarterは、SETIのプロジェクトの1つであるフェニックス・プロジェクトの支援のもと、近距離にある、地球のような惑星を持ちうる恒星の一覧HabCat英語版を制作した。この一覧には、理論的に生命が居住可能な恒星は、約1万7000個とされ、元のサンプルの約10%を占めていた[43]。翌年、Turnbullは、くじら座τ星を含む、太陽に似た恒星5,000個から、特に有望な30個をピックアップした。それらはアレン・テレスコープ・アレイの電波観測の基礎の一部を形成していくだろう[44]

惑星系[編集]

21世紀初頭までの位置天文学的手法やハッブル宇宙望遠鏡を使用した観測では惑星は発見されなかったが、太陽系エッジワース・カイパーベルトに相当する塵の円盤が、主星から55auの距離まで広がっていることが確認されていた。塵の円盤の質量はエッジワース・カイパーベルトの10倍以上であり、なぜ質量の多い塵の円盤が存在しているかは不明である。

0.6auから0.9auの距離に地球型惑星が存在すればが液体で存在し居住に適していると考えられるが、仮に木星型惑星が存在しなければ、その惑星には地球木星に守られるようなシステムが無い。太陽系では、エッジワース・カイパーベルト或いはオールトの雲から来る彗星が、木星の強い引力により軌道を変えられて地球との衝突が回避されて来た可能性があるが[45]、くじら座τ星を巡る惑星ではそうした小天体との接近・衝突が頻発する可能性がある。

2012年になって、地球質量の2倍から6倍の太陽系外惑星が5つ発見された。そのうちの1つくじら座τ星eハビタブルゾーンにあると考えられており[3]。また、くじら座τ星fもハビタブルゾーンに入っているとする説もある[8]。しかしながら2015年には、τ星eはハビタブルゾーンに入るための条件を甘く見積もる必要があり、τ星fもハビタブルゾーンに入ってからの期間が推定10億年と短いことから、地球外生命体が存在する見込みは薄いとする研究も発表されている[9][46]

また、くじら座τ星bは、ドップラー分光法で発見された中で最小級の質量を持つ天体である[要出典]

くじら座τ星の惑星[3]
名称
(恒星に近い順)
質量 軌道長半径
天文単位
公転周期
()
軌道離心率 軌道傾斜角 半径
b >2.0 ± 0.8 M 0.105+0.005
−0.006
13.965+0.017
−0.024
0.16+0.22
−0.16
c >3.1+1.4
−1.1
 M
0.195+0.009
−0.011
35.362+0.088
−0.106
0.03+0.28
−0.03
d >3.6 ± 1.7 M 0.374+0.017
−0.02
94.11+0.7
−0.63
0.08+0.26
−0.08
e >4.3+2.0
−2.1
 M
0.552+0.023
−0.03
168.12+2.32
−2.09
0.05+0.22
−0.05
f >6.6 ± 3.5 M 1.35+0.08
−0.09
642+37
−27
0.03+0.26
−0.03
塵円盤 30—50 or 55 AU

作品[編集]

脚注[編集]

注釈[編集]

  1. ^ a b パーセクは1 ÷ 年周視差(秒)より計算(誤差も同様)、光年はパーセク×3.26156377716743より計算。各有効桁小数第2位。
  2. ^ 視等級 + 5 + 5×log(年周視差(秒))より計算。有効桁小数第3位。
  3. ^ G型主系列星で最も近いのはケンタウルス座α星Aだが、ケンタウルス座α星は3重連星系である。
  4. ^ 赤緯が-15度のため、北緯75度以上の地域では、観測する事はできない。また、光害の影響を受ける地域では、観測が困難になる。
  5. ^ くじら座τ星から見ると、太陽は厳密には、赤経: 13h 44m 04s、赤緯: 15° 56′ 14″に位置して見える事になり、うしかい座τ星付近になる。太陽の絶対等級は4.8等なので、以下の式より、3.65パーセク離れていると、視等級は2.6等となる。
  6. ^ くじら座のη星が1つめのダチョウ、θ星が2つめのダチョウ、τ星が3つめのダチョウ、ζ星が4つめのダチョウとなっている。υ星が5つめのダチョウとなるはずだが、Al Achsasi Al Mouakket では不明瞭な考えの下アンドロメダ座γ星が5つめのダチョウとして記載されている。
  7. ^ The space velocity components are: U = +18; V = +29, and W = +13. This yields a net space velocity of:
  8. ^ The star さそり座18番星, arguably the truest Solar twin, presents a contrastive example to Tau Ceti: its metallicity is in keeping with Sol but its variability is significantly higher. See:
    Hall, J. C.; Lockwood, G. W. (2000). “Evidence of a Pronounced Activity Cycle in the Solar Twin 18 Scorpii”. The Astrophysical Journal 545 (2): L43–L45. Bibcode 2000ApJ...545L..43H. doi:10.1086/317331. 

出典[編集]

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関連項目[編集]

外部リンク[編集]