ミラB

ミラB
	赤色巨星ミラ（右）とその伴星ミラB（左）。1995年12月11日、ハッブル宇宙望遠鏡の微光天体カメラで撮影。
観測データエポックJ2000 エキノックスJ2000
星座	クジラ
赤経	02時間19分20.80秒
赤緯	−02° 58′ 40.0″
見かけの等級（V）	9.5～12.0
特徴
スペクトル型	DA
天体測量
距離	約300 光年（約90 パーセント）
詳細
質量	0.6 M ☉
半径	0.012 R ☉
温度	14,000 K
その他の指定
	VZ Cet、ο Cet B、WDS J02193-0259Ab、CCDM J02194-0258P、WD 0216-032
データベース参照
シンバッド	データ

ミラBはVZ Cetiとしても知られ、変光星ミラの伴星であり、約 100 AU。1918年には既に存在が疑われていたが、1923年にロバート・グラント・エイトケンによって視覚的に確認され、それ以来ほぼ継続的に観測されており、最近ではチャンドラX線観測衛星によって観測されている。^{[ 6 ]}

不規則に変動することが古くから知られており、その変動はミラの恒星風からの物質の集積と関係しているようで、ミラは共生星となっている。^[⁷^]

軌道

ミラの正確な軌道は周期が長いためよく分かっていませんが^{[ 8 ]} 、 2002年にプリエールらによって497.9年というよく引用される推定値が発表されました[ ^{9 ] 。}ヒッパルコスカタログと軌道の距離が正しいと仮定すると、ミラAとミラBは平均100 AU離れています。^{[ 10 ]}

現在の研究

ミラB（VZ Ceti）の青色光度曲線（ソコロスキーとビルドステン（2010）^{[ 5 ]より改変）}

2007年1月、ケック天文台の天文学者たちは、ミラBの周囲に原始惑星系円盤を発見したと発表した。赤外線データによって発見されたこの円盤は、ミラB自体から捕獲された物質から形成されたとみられ、ミラBは主星が失った物質の最大1%を吸収している。円盤が活発に集積している限り、惑星形成の可能性は低いと思われるが、ミラAが赤色巨星期を終えて白色矮星残骸になれば、急速に形成が進む可能性がある。^{[ 11 ]}

X線輝度の低さなど、いくつかの要因から、ミラBは当初考えられていた白色矮星ではなく、スペクトル型Kで太陽質量約0.7の通常の主系列星である可能性が示唆されています。しかし、2010年に行われた急激な光学的輝度変化の解析により、ミラBは実際には白色矮星であることが示唆されました。^[⁵^]

外部リンク

参考文献

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