かじき座AB星

かじき座AB星（AB Doradus）は、かじき座の領域、太陽系からおよそ49光年の彼方にある、四重の恒星が集まった多重星系です。この星系は、K型に分類される主系列星の中でも特に若い段階にある主星Aと、赤色矮星に分類される3つの伴星（Ba、Bb、C）によって構成されています。

かじき座AB星系の全体的な明るさは視等級7.0程度であり、肉眼で捉えることは困難です。しかし、双眼鏡や比較的小型の望遠鏡があれば観測することができます。

「かじき座AB星」という名前は、変光星の命名規則に基づいて名付けられました。これは、かじき座の方向で56番目に発見された変光星であることを示しています。

この星系は非常に若いことで知られており、その年齢は約5000万年から1億年と推定されています。興味深いことに、かじき座AB星系は、同じくらいの年齢を持つ約30個の恒星が、宇宙空間で同じ方向に運動しているグループの中心的存在であり、「かじき座AB運動星団」という名称の由来となっています。これらの運動星団を構成する恒星たちは、皆同じ巨大な分子雲の中で誕生したと考えられています。

連星系の構造

かじき座AB星系は、2つの二重星システムが互いに影響し合う複雑な構造を持つ多重星系です。これら2つの二重星は、星系全体の共通重心の周囲を、約135AU（天文単位）という比較的広い距離を置いて公転しています。

一方の二重星は、星系で最も質量が大きい主星Aと、超低質量の伴星Cから成ります。このペアは平均しておよそ3AUの距離で結合しており、約11.74年の周期で共通重心の周りを回っています。

もう一方の二重星は、伴星Baと伴星Bbのペアです。こちらはより密接しており、推定される平均距離0.9AUで結ばれ、約360日の周期で互いの周りを公転しています。主星Aと伴星Cから成る連星系は、伴星BaとBbのペアよりも合計質量がはるかに大きいため、星系全体の共通重心からの距離は、質量が小さい伴星Ba・Bbのペアの方が約2倍ほど長くなっています。

主星 かじき座AB星A

星系を構成する主星Aは、スペクトル分類がK1Vの橙色の主系列星です。光度階級はVとされていますが、年齢が非常に若いことから、より正確には前主系列星、特に後おうし座T型星に分類されます。

主星Aの質量は太陽の約8割程度ですが、星系全体を構成する4つの星の中では圧倒的に大きく、その質量が星系の力学的な中心を担っています。大きさは太陽よりわずかに小さいものの、光度は太陽の約4割と比較的暗いため、太陽系から近いにもかかわらず7等級という明るさにとどまっています。

1980年代には、主星Aが非常に速く自転していることが明らかになりました。その自転周期はわずか12時間強（太陽のおよそ1/50）と極めて短いです。この高速自転により、赤道付近には強力な磁場が生成され、多数の黒点が現れます。これらの黒点が星の表面を回転することで、見かけの明るさが周期的に変動し、かじき座AB星Aは「回転変光星」の一つに位置付けられています。自転に伴う明るさの変化は0.13等級ほどですが、黒点の状態によって周期ごとの明るさに概ね0.1等級程度の差が生じることがあります。さらに、太陽の活動周期に似た長期的な変動も確認されており、約20年周期で星の平均的な明るさが変化します。

主星Aでは「差動回転」も観測されています。これは、極付近よりも赤道付近の方が速く自転している状態ですが、その差は時間によって変動します。これは、星の対流層を貫く磁場の働きによって角運動量の輸送が変化し、その結果、赤道付近の自転速度も恒星表面の活動周期と連動して変化するためと考えられています。

主星Aの表面では、強力なフレアのような爆発現象も観測されています。また、光球面の外側には、約1500万ケルビンまで加熱された水素プラズマが、強力な磁場に閉じ込められて球状の層を形成しています。この高温プラズマは強いX線を放射しており、かじき座AB星系が比較的近い距離にあることから、全天で最も明るいコロナX線源の一つとして知られています。

伴星 かじき座AB星BaとBb

伴星BaとBbは、かつて一つの星「伴星B」として認識されていました。これは天文学者のロシターによって発見され、彼の二重星カタログに137番目の天体として登録されたため、「Rossiter 137 B（Rst 137 B）」とも呼ばれています。伴星Bは主星Aから見かけ上約9秒角離れた位置に見え、当初は13等級の単一の星だと考えられていました。

その後の観測技術の進歩、特に補償光学の発展により、主星Aに接近した伴星Cを分離して観測する試みの中で、この伴星Bが実は2つの恒星から成ることが確認されました。これらがそれぞれ伴星Baと伴星Bbと命名されました。伴星BaとBbの間の平均的な距離は、およそ0.9AUと推測されています。

伴星BaとBbを合わせた光度でも、主星Aのわずか1%程度しかありません。伴星Baは、このペアの中では質量が大きい方ですが、それでも太陽の約3割弱と小さく、スペクトル型はM5V、表面温度は約3310ケルビンと見積もられています。一方、伴星Bbはさらに質量が小さく、太陽の約2割程度で、スペクトル型はM5.5V、表面温度は約3250ケルビンと推定されています。

伴星BaとBbの存在は、かじき座AB星系全体の年齢をより正確に決定する上で非常に重要です。なぜなら、主星Aは高速自転と強磁場、伴星Cは非常に質量が小さいといった特徴を持つため、単独では年齢の推定が難しいからです。それに比べ、伴星Ba・Bbのペアは比較的年齢を精度良く見積もる可能性を秘めています。これらの伴星の詳細な観測データから、低質量星の進化に関する理論モデルに観測結果を当てはめることで、星系全体の年齢が5000万年から1億年の間にあると推定されました。

伴星 かじき座AB星C

伴星Cは、1990年代にはその存在が推測されていましたが、先に発見されていた伴星Bに続く形で伴星Cと命名されました。2004年までは、主星Aの軌道の「ふらつき」という間接的な証拠、つまり位置天文学的な観測によってのみ存在が確認された連星でした。

しかし、2005年には、補償光学システムを備えたヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡VLTに搭載されたカメラによって、主星Aからわずか0.2秒角離れた位置で伴星Cを直接捉えることに成功しました。

伴星Cは、スペクトル型がM5.5の赤色矮星です。その質量は太陽のわずか9%（木星の約94倍）と非常に小さく、あとほんの少し質量が小さければ褐色矮星に分類される境界線上にあります。これは、現在知られている恒星の中でも最も低質量なものの一つです。表面温度は約2925ケルビンと低く、半径も主星Aの約6分の1程度と小ぶりです。

最近の観測によって、伴星Cが主星Aの周囲を巡る軌道は、非常に大きな離心率を持っていることが分かってきました。これは、伴星Cが共通重心からかなり遠くまで周回するため、主星Aとの間の距離が公転周期の中で大きく変化することを意味します。

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