へびつかい座RS星
へびつかい座RS星RS Ophiuchi
星座
へびつかい座
見かけの等級 (mv )
4.3 - 12.5[ 2]
分類
回帰新星[ 3]
位置元期 :J2000.0
赤経 (RA, α)
17h 50m 13.1592776879s [ 4]
赤緯 (Dec, δ)
−06° 42′ 28.481553668″[ 4]
視線速度 (Rv)
-39.0 km/s[ 4]
固有運動 (μ)
赤経: 1.178 ミリ秒 /年 [ 4]
年周視差 (π)
0.4419 ± 0.0527ミリ秒[ 4]
距離
4,600 +1,900 光年 [ 注 1] +0.6 キロパーセク [ 5]
へびつかい座RS星の位置（丸印）
物理的性質
質量
WD: 1.35 M ☉ [ 6]
スペクトル分類
WD + M0/2 III[ 7]
軌道要素 と性質
公転周期 (P )
453.6 日 [ 8]
他のカタログ での名称
HD 162214[ 4] [ 9] BD -06 4661[ 4]
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へびつかい座RS星 （へびつかいざRSせい、RS Ophiuchi、RS Oph）は、へびつかい座 の方角におよそ4,600光年 離れた位置にある回帰新星 である[ 5] 見かけの等級 が12等 程度だが、平均しておよそ15年 置きに、急激に増光し、肉眼 等級にも達する[ 2] [ 10] 19世紀 末以降、6回増光が観測されており、また記録されてはないが、その間に更に2回の増光があったと考えられる[ 10] 質量 の白色矮星 と赤色巨星 の連星 系で、水素 を大量に含む物質が赤色巨星から白色矮星に降着 し、表面で熱核暴走を起こすことで、増光を繰り返すものと考えられる[ 8]
へびつかい座RS星は、激変星 に分類される変光星 で、その中でも特異な共生回帰新星 とされる[ 11] 1898年 、1907年 、1933年 、1945年 、1958年 、1967年 、1985年 、2006年 と、8回急激で大幅な増光を示し、さそり座U星 に次いで多くの増光が確認されている回帰新星である。極大時の明るさは、かんむり座T星 に次いで明るく、肉眼等級に達する回帰新星はこの2天体だけである[ 10]
へびつかい座RS星は、新星や矮新星 と同様に白色矮星を含む連星系であるが、伴星は赤色巨星で、連星の公転周期 はおよそ454日 と長い[ 11] [ 8] 太陽系 からの距離は、およそ4,600光年とみられる[ 5] チャンドラセカール限界 に近いとみられ、スウィフト による観測からは、太陽質量 の1.35倍と見積もられている[ 8] [ 6] スペクトル型 もK4からM4まで変化している[ 7] [ 10]
へびつかい座RS星では、水素を豊富に含む物質が白色矮星へ降着し、白色矮星表面で熱核暴走を起こすという古典新星に近い爆発が発生するが、爆発の間隔は古典新星よりはるかに短い[ 11] [ 12]
へびつかい座RS星の過去の爆発発生年・間隔
爆発（年）
間隔（年）
1898
?
1907
9
1933
26
1945
12
1958
13
1967
9
1985
18
2006
21
2021
15
現在
3
記録された最初の爆発は、実際には後年になって「発見」された[ 11] ウィリアミーナ・フレミング がハーヴァード大学天文台 の写真乾板 の調査から、へびつかい座RS星（当時はBD -6°4661）が変光星であることを発見[ 13] スペクトル が他の変光星で目にしたことがない特異なものであると発表され、翌年エドワード・ピッカリング はこれを新星と結論付けた[ 14] [ 15] アニー・ジャンプ・キャノン は、10年以上にわたる写真乾板から光度曲線 を求め、1898年に急激な増光があったことを突き止めた[ 15]
1907年の爆発は、増光そのものは観測されていないので、増光があったことは証明できないが、減光後の光度曲線から、静穏期と比べて1等級暗い状態が5ヶ月ほど続いたことがわかっている。以降の爆発の観測から、爆発後は必ず静穏期より1等級程暗い状態が半年程度続き、通常の静穏期でここまで暗くなることはないため、1907年初頭に爆発が起きていたことはほぼ確実とみられる。この時期、へびつかい座RS星は太陽 に近い位置にあったため、増光を観測することができなかったものと考えられる[ 16] [ 10]
1933年の爆発は、イタリア ・ボローニャ のエペ・ロレタ (Eppe Loreta) が発見したとされる。ロレタは、へびつかい座Y星 （スペイン語版 ） 分 の位置にある明るい天体に気が付いた。これによって、へびつかい座RS星の2度目の爆発が記録された。この爆発は、ロレタの数日後にレスリー・ペルチャー が独立に発見している[ 11] [ 17]
この再度の爆発によって、へびつかい座RS星は新星としての位置付けを大きく変えた[ 11]
1945年の爆発も、太陽に近かったため極大の時期には観測できておらず、後年アメリカ変光星観測者協会 の観測データから、静穏期よりも明るい状態から静穏期より暗い状態へ減光してゆく様子がとらえられていたことで、起きたと考えられるようになった[ 18] [ 10] [ 19]
1958年の爆発は、フロリダ州 ロングウッド （英語版 ） [ 10] [ 11] Hα 輝線が生じ、その寄与が強まっていったことを示唆する[ 11]
1967年の爆発は、ドイツ ・ハンブルク のアマチュア天文家マックス・バイエル (Max Beyer) が発見した。ファーナルドも独立に発見しているが、時差によってバイエルが先に検出することになった[ 10] [ 11]
1985年の爆発は、カナダ ・オンタリオ州 ピーターボロ のアマチュア天文家ウォーレン・モリソン (Warren C. Morrison) が発見した[ 20] [ 10] [ 11] ニューヨーク州 パットナム・バレー （英語版 ） イギリス ・ピーターバラ のジョージ・オルコック も独立に発見している[ 21] [ 10]
この増光によってへびつかい座RS星は、X線 、紫外線 、可視光 、赤外線 、電波 で観測され、回帰新星を様々な波長 の電磁波 で観測する初めての機会をもたらした[ 11]
へびつかい座RS星の2006年 の爆発前後の光度曲線 。データはAAVSO より。色の違いは、観測波長 の違いを表す。 2006年2月12日 、21年ぶりに爆発が発生し、愛媛県 喜多郡 の成見博秋らが発見した[ 22] [ 23] 恒星風 であらかじめ存在した星周物質の相互作用で、強い衝撃波 が急速に形成されるなど、興味深い現象が観測されている[ 24] [ 25]
2021年
2021年8月10日、１６年ぶりの爆発が発生。[ 26]
へびつかい座RS星の爆発による光度変化は、毎回似たような特性を示す[ 11] [ 10] [ 10] [ 11] [ 10]
2006年の爆発では、爆発から2週間後に超長基線電波干渉法 (VLBI) による高分解能の観測で、非熱的な電波放射（シンクロトロン放射 ）が、双極構造を持つことが示された。これは、爆発による放出物質がジェット 状に絞られて、赤色巨星の恒星風が残した星周物質と衝突した衝撃波によるもので、白色矮星回りの降着円盤 の寄与が疑われる[ 27] 超長基線アレイ (VLBA) で爆発から1-2ヶ月後に観測した結果も、それを支持する[ 28]
2006年の爆発時のへびつかい座RS星における電波 分布とVLT干渉計 による測定結果。中心の長円はVLT干渉計で爆発から5.5日後に捉えた構造で、線の色の違いは波長の違いを示す。その周りの電波分布図は、爆発から13.8日後に観測されたもので、電波源の膨張がわかる。出典: ESO [ 29] 電波よりも更に後、ハッブル宇宙望遠鏡 と、メキシコ のメキシコ国立天文台 、ギイェルモ・アロ天文台 （英語版 ） [ 30] [ 31] 分光観測 により強い金属スペクトル線の時間変化を追いかけたところ、強度が急激に変わったり、輪郭が目まぐるしく変わったりする成分があるとわかり、爆発の放出物と相互作用する星周物質は、繰り返される爆発で複雑な構造をとっていることを示唆する。同様の特徴は、Ia型超新星 の一つSN 2006X （英語版 ） [ 32]
硬X線は、爆発後すぐ急速に減光しており、これも爆風と星周物質が衝突してできた衝撃波が、球対称 とかけ離れていることを表している[ 33] [ 24] [ 34] [ 35] 放射冷却 による減衰、低温成分は膨張による冷却で減衰、と異なる原因でX線が弱くなったと考えられる[ 36]
^ 距離（光年 ）は、距離（パーセク ）× 3.26 により計算。有効数字2桁。
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![2006年2月に爆発した際の回帰新星へびつかい座RS星。出典: vcastro.com[1]](%E3%83%95%E3%82%A1%E3%82%A4%E3%83%AB:Recurrent_nova_RS_Ophiuchi_as_seen_23_FEB_2006_from_Mt_Laguna,_Calif.jpg)
