けんびきょう座AU星
けんびきょう座AU星（AU Microscopii、AU Mic）は、けんびきょう座の方向に位置し、太陽から約31.7光年という比較的近い距離にある小さな恒星です。視等級は約8.73等であり、残念ながら肉眼で観測することはできません。この名称は、恒星の明るさが変化する「変光星」に対する命名規則に従って付けられています。かつてがか座β星で見つかったように、けんびきょう座AU星の周囲にも、星の形成後に残った塵や微惑星からなる「残骸円盤」が存在しています。
けんびきょう座AU星は、同じ方向に運動する恒星の集まりである「がか座β運動星団」の一員とされています。このことから、星団とほぼ同じ約2300万年という非常に若い年齢の恒星であると考えられています。また、けんびきょう座AT星と重力的な結びつきを持つ連星系ですが、両者は見かけの角度で1.3度も離れており、太陽からの距離を考慮しても実際の距離は遠く、その重力的な影響は連星と散開星団の境界程度のごく弱いものです。
スペクトル型はM1 Veと分類され、これは太陽よりも小さく温度が低い赤色矮星であることを示しています。大きさは太陽の約8割、質量は太陽の半分程度、そして光度は太陽の約1割というデータが得られています。しかし、この質量とスペクトル型にしては半径が大きいことから、まだ主系列星となる前の段階である「前主系列星」である可能性も指摘されています。太陽系から2番目に近い前主系列星としても知られ、その有効温度は約3500ケルビンで、M型星としては比較的温度が高く、オレンジ色から赤みがかった色に見えます。
けんびきょう座AU星は「閃光星」としても知られ、X線から電波まで、様々な波長の電磁波で活発な活動現象が観測されています。X線、紫外線、可視光、電波での爆発的な増光が確認されています。
爆発現象は不規則に発生しますが、それとは別に、約4.865日の周期で繰り返される規則的な明るさの変化も見つかっています。これは、恒星表面の黒点や白斑の分布と星の自転によって引き起こされる「りゅう座BY型変光」であることが判明しています。黒点はある程度の寿命を持ちますが、完全に固定されているわけではなく、観測時期によって変光の幅が0.3等級程度からほぼゼロまで変化したり、明るさが最小となるタイミングがずれたりといった変動が見られます。TESS衛星による約2年間の観測では、明るさの変化が2つの極大と2つの極小を持つパターンを示し、さらに観測時期によってそのパターンに若干の違いがあることから、黒点や白斑の配置が変化したことが示唆されています。
この星の周りには、古くから塵の残骸円盤が存在することが知られていました。2007年時点では惑星は見つかっていませんでしたが、2020年に海王星程度の大きさを持つ惑星「けんびきょう座AU星b」が発見されました。この惑星の公転軌道の傾きは、主星の自転軸に対してわずか5+16−15°と、ほぼ揃っていることがわかっています。同年12月には、約18.9日の周期で公転する「けんびきょう座AU星c」が見つかりました。さらに2022年には、他の惑星の重力的な影響やドップラー効果を利用した観測から、bとcの間に惑星候補「けんびきょう座AU星d」が存在する可能性が示され、2023年にその存在が確認されました。2023年4月には、ドップラー分光法による観測で、さらに外側を公転する惑星候補「けんびきょう座AU星e」の存在も示唆されています。
けんびきょう座AU星は、IRAS衛星によって分子雲とは関連性のない赤外線での超過放射が検出された珍しいM型矮星の一つです。その後、サブミリ波の観測でも同様の超過が確認されたことから、星の周囲に星周塵が存在し、これが赤外超過の原因であると考えられました。
2003年には、ハワイ大学の望遠鏡による観測で、円盤内の粒子に星の光が散乱されて届く「散乱光」が、可視光で初めて検出されました。この残骸円盤は、ケック望遠鏡やハッブル宇宙望遠鏡（HST）といった高性能な望遠鏡によって詳しく観測されており、中心部分は地球からほぼ真横に見える「エッジオン」に近い配置で、その半径は少なくとも100天文単位（AU）以上あると推定されています。また、円盤の両側で形状や明るさを比較すると、非対称な分布や、局所的に明るい部分、さらには隆起やよじれのような小さな構造も見られます。
ミリ波帯での観測も進み、低温の塵が自身の熱で放射する分布も調べられています。これにより、可視光や近赤外線で見た散乱光の円盤と、同じ幾何学構造を持つことが明らかになりました。特にALMA望遠鏡による観測では、6AU程度の細かな構造まで分解することが可能になり、円盤に加え、中心星と同じ位置に強い放射源が検出されています。ミリ波観測では、HSTで見られたような非対称性は顕著ではありません。また、ハーシェル宇宙望遠鏡やJCMTを用いた遠赤外線からサブミリ波の観測では、ミリ波で見られた塵の密集帯だけでなく、その周囲に広がる希薄な塵の「ハロ」からの熱放射も検出され、短い波長ほどハロの寄与が大きいことがわかっています。
けんびきょう座AU星は太陽からの距離が近いため、その円盤の細かい構造や中心星の近傍を詳しく観測しやすく、多くの研究が行われてきました。これにより、塵粒子の性質や分布について多くの知見が得られています。
円盤の散乱光は中心星と比べて青みがかって見え、円盤の外側にはレイリー散乱を引き起こすような小さな塵粒子が多い一方、中心星に近い内側ではそのような粒子が少ないことが、HSTやケック望遠鏡の観測からわかっています。また、散乱光の明るさと中心星からの距離の関係を詳しく調べると、中心星から35～45AU付近を境に関係が大きく変化しており、この領域に微惑星が集まった帯が存在する可能性が示唆されています。このような散乱光の分布は、がか座β星の円盤とよく似ています。さらに、円盤内のガスと塵の質量の比率を見積もったところ、ガスは塵の約6倍に留まることがわかりました。一般的な惑星形成初期の円盤ではガスの質量が塵の100倍以上であることから、けんびきょう座AU星の円盤はガスが著しく少ない「ガス欠乏」状態にあると考えられます。この点もがか座β星の円盤との類似点です。円盤内の塵の総質量は、地球の約1%程度と見積もられています。
塵の粒子の振る舞いを考慮した理論計算では、中心星から半径40AU程度の領域に塵の起源となる「誕生リング」が存在し、ここに集まる大きさ10cm程度の微惑星同士の衝突が繰り返されることで、円盤が維持されているという描像が支持されています。これは、散乱光分布の35-45AU付近での不連続性や、ミリ波観測で40AU付近に見られた低温塵の帯といった観測結果とよく一致します。補償光学を用いた詳細な画像や、幅広い波長のスペクトルエネルギー分布に基づいた理論計算からは、円盤の内側に半径10AU程度の「穴」が存在することも明らかになっています。一方、ALMAによって中心星付近で検出された明るい電波源は、太陽系のメインベルトのような微惑星帯が存在する可能性を示唆しており、その質量は月の約1%程度と推定され、これも太陽系のメインベルトに匹敵する値です。ただし、この電波源については、中心星のコロナからの放射であるという別の解釈も存在します。
円盤の内側に小さな塵が少なかったり、穴が存在したりすることは、塵粒子を外に散逸させる強力なメカニズムがあることを示唆します。けんびきょう座AU星は赤色矮星であり、中心星からの放射エネルギーは低いですが、質量放出は大きいと考えられています。このため、塵の散逸には、放射圧やポインティング・ロバートソン効果よりも、恒星から吹き出す風（恒星風）が強く影響している可能性が考えられています。円盤の内側の穴や非対称な構造の形成は、円盤内を公転する惑星の影響であると期待され、太陽系外惑星の探索が進められてきましたが、2015年時点では惑星は発見されていませんでした。
しかし、2010年から2014年にかけて、HSTとVLTを用いた継続的な観測によって、けんびきょう座AU星の円盤内で大規模な構造が中心星から高速で遠ざかるように運動している、驚くべき変化が検出されました。これらの構造は、遅いもので毎秒4km、速いものでは毎秒10kmに達する速度で移動しており、中心星から遠いほど速くなる傾向が見られました。観測された期間中に、同一の構造と同定できたものが5ヶ所あり、そのうち外側の2つは、けんびきょう座AU星からの脱出速度を上回る速さで移動しているように見えます。さらに特筆すべきは、これらの構造が円盤の片側にしか見えていないという点です。このような構造について、部分的な観測結果と合致する理論はいくつか提案されていますが、いずれもけんびきょう座AU星の実際の環境と矛盾したり、構造の形状と移動速度の両方を同時に説明することが困難であり、現状ではこの観測結果を完全に説明する理論は確立されていません。これは、けんびきょう座AU星の円盤に残された大きな謎の一つです。
特徴
けんびきょう座AU星は、同じ方向に運動する恒星の集まりである「がか座β運動星団」の一員とされています。このことから、星団とほぼ同じ約2300万年という非常に若い年齢の恒星であると考えられています。また、けんびきょう座AT星と重力的な結びつきを持つ連星系ですが、両者は見かけの角度で1.3度も離れており、太陽からの距離を考慮しても実際の距離は遠く、その重力的な影響は連星と散開星団の境界程度のごく弱いものです。
スペクトル型はM1 Veと分類され、これは太陽よりも小さく温度が低い赤色矮星であることを示しています。大きさは太陽の約8割、質量は太陽の半分程度、そして光度は太陽の約1割というデータが得られています。しかし、この質量とスペクトル型にしては半径が大きいことから、まだ主系列星となる前の段階である「前主系列星」である可能性も指摘されています。太陽系から2番目に近い前主系列星としても知られ、その有効温度は約3500ケルビンで、M型星としては比較的温度が高く、オレンジ色から赤みがかった色に見えます。
活動性と変光
けんびきょう座AU星は「閃光星」としても知られ、X線から電波まで、様々な波長の電磁波で活発な活動現象が観測されています。X線、紫外線、可視光、電波での爆発的な増光が確認されています。
爆発現象は不規則に発生しますが、それとは別に、約4.865日の周期で繰り返される規則的な明るさの変化も見つかっています。これは、恒星表面の黒点や白斑の分布と星の自転によって引き起こされる「りゅう座BY型変光」であることが判明しています。黒点はある程度の寿命を持ちますが、完全に固定されているわけではなく、観測時期によって変光の幅が0.3等級程度からほぼゼロまで変化したり、明るさが最小となるタイミングがずれたりといった変動が見られます。TESS衛星による約2年間の観測では、明るさの変化が2つの極大と2つの極小を持つパターンを示し、さらに観測時期によってそのパターンに若干の違いがあることから、黒点や白斑の配置が変化したことが示唆されています。
惑星系
この星の周りには、古くから塵の残骸円盤が存在することが知られていました。2007年時点では惑星は見つかっていませんでしたが、2020年に海王星程度の大きさを持つ惑星「けんびきょう座AU星b」が発見されました。この惑星の公転軌道の傾きは、主星の自転軸に対してわずか5+16−15°と、ほぼ揃っていることがわかっています。同年12月には、約18.9日の周期で公転する「けんびきょう座AU星c」が見つかりました。さらに2022年には、他の惑星の重力的な影響やドップラー効果を利用した観測から、bとcの間に惑星候補「けんびきょう座AU星d」が存在する可能性が示され、2023年にその存在が確認されました。2023年4月には、ドップラー分光法による観測で、さらに外側を公転する惑星候補「けんびきょう座AU星e」の存在も示唆されています。
残骸円盤の詳細
けんびきょう座AU星は、IRAS衛星によって分子雲とは関連性のない赤外線での超過放射が検出された珍しいM型矮星の一つです。その後、サブミリ波の観測でも同様の超過が確認されたことから、星の周囲に星周塵が存在し、これが赤外超過の原因であると考えられました。
2003年には、ハワイ大学の望遠鏡による観測で、円盤内の粒子に星の光が散乱されて届く「散乱光」が、可視光で初めて検出されました。この残骸円盤は、ケック望遠鏡やハッブル宇宙望遠鏡（HST）といった高性能な望遠鏡によって詳しく観測されており、中心部分は地球からほぼ真横に見える「エッジオン」に近い配置で、その半径は少なくとも100天文単位（AU）以上あると推定されています。また、円盤の両側で形状や明るさを比較すると、非対称な分布や、局所的に明るい部分、さらには隆起やよじれのような小さな構造も見られます。
ミリ波帯での観測も進み、低温の塵が自身の熱で放射する分布も調べられています。これにより、可視光や近赤外線で見た散乱光の円盤と、同じ幾何学構造を持つことが明らかになりました。特にALMA望遠鏡による観測では、6AU程度の細かな構造まで分解することが可能になり、円盤に加え、中心星と同じ位置に強い放射源が検出されています。ミリ波観測では、HSTで見られたような非対称性は顕著ではありません。また、ハーシェル宇宙望遠鏡やJCMTを用いた遠赤外線からサブミリ波の観測では、ミリ波で見られた塵の密集帯だけでなく、その周囲に広がる希薄な塵の「ハロ」からの熱放射も検出され、短い波長ほどハロの寄与が大きいことがわかっています。
円盤の特徴と構造形成の考察
けんびきょう座AU星は太陽からの距離が近いため、その円盤の細かい構造や中心星の近傍を詳しく観測しやすく、多くの研究が行われてきました。これにより、塵粒子の性質や分布について多くの知見が得られています。
円盤の散乱光は中心星と比べて青みがかって見え、円盤の外側にはレイリー散乱を引き起こすような小さな塵粒子が多い一方、中心星に近い内側ではそのような粒子が少ないことが、HSTやケック望遠鏡の観測からわかっています。また、散乱光の明るさと中心星からの距離の関係を詳しく調べると、中心星から35～45AU付近を境に関係が大きく変化しており、この領域に微惑星が集まった帯が存在する可能性が示唆されています。このような散乱光の分布は、がか座β星の円盤とよく似ています。さらに、円盤内のガスと塵の質量の比率を見積もったところ、ガスは塵の約6倍に留まることがわかりました。一般的な惑星形成初期の円盤ではガスの質量が塵の100倍以上であることから、けんびきょう座AU星の円盤はガスが著しく少ない「ガス欠乏」状態にあると考えられます。この点もがか座β星の円盤との類似点です。円盤内の塵の総質量は、地球の約1%程度と見積もられています。
塵の粒子の振る舞いを考慮した理論計算では、中心星から半径40AU程度の領域に塵の起源となる「誕生リング」が存在し、ここに集まる大きさ10cm程度の微惑星同士の衝突が繰り返されることで、円盤が維持されているという描像が支持されています。これは、散乱光分布の35-45AU付近での不連続性や、ミリ波観測で40AU付近に見られた低温塵の帯といった観測結果とよく一致します。補償光学を用いた詳細な画像や、幅広い波長のスペクトルエネルギー分布に基づいた理論計算からは、円盤の内側に半径10AU程度の「穴」が存在することも明らかになっています。一方、ALMAによって中心星付近で検出された明るい電波源は、太陽系のメインベルトのような微惑星帯が存在する可能性を示唆しており、その質量は月の約1%程度と推定され、これも太陽系のメインベルトに匹敵する値です。ただし、この電波源については、中心星のコロナからの放射であるという別の解釈も存在します。
円盤の内側に小さな塵が少なかったり、穴が存在したりすることは、塵粒子を外に散逸させる強力なメカニズムがあることを示唆します。けんびきょう座AU星は赤色矮星であり、中心星からの放射エネルギーは低いですが、質量放出は大きいと考えられています。このため、塵の散逸には、放射圧やポインティング・ロバートソン効果よりも、恒星から吹き出す風（恒星風）が強く影響している可能性が考えられています。円盤の内側の穴や非対称な構造の形成は、円盤内を公転する惑星の影響であると期待され、太陽系外惑星の探索が進められてきましたが、2015年時点では惑星は発見されていませんでした。
円盤内の謎の構造
しかし、2010年から2014年にかけて、HSTとVLTを用いた継続的な観測によって、けんびきょう座AU星の円盤内で大規模な構造が中心星から高速で遠ざかるように運動している、驚くべき変化が検出されました。これらの構造は、遅いもので毎秒4km、速いものでは毎秒10kmに達する速度で移動しており、中心星から遠いほど速くなる傾向が見られました。観測された期間中に、同一の構造と同定できたものが5ヶ所あり、そのうち外側の2つは、けんびきょう座AU星からの脱出速度を上回る速さで移動しているように見えます。さらに特筆すべきは、これらの構造が円盤の片側にしか見えていないという点です。このような構造について、部分的な観測結果と合致する理論はいくつか提案されていますが、いずれもけんびきょう座AU星の実際の環境と矛盾したり、構造の形状と移動速度の両方を同時に説明することが困難であり、現状ではこの観測結果を完全に説明する理論は確立されていません。これは、けんびきょう座AU星の円盤に残された大きな謎の一つです。
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