宇宙への旅人

過剰なリチウムは赤色巨星の進化段階を示す


恒星の進化と内部構造の概念図（提供：Wako Aoki (NAOJ)）

一部の赤色巨星からは異常に多くのリチウムが検出されているが、その大半はヘリウムの核融合を開始した「クランプ星」であることが判明した。

主系列星という段階にある恒星の中心部では水素をヘリウムに変換する核融合が起こっており、それによって生じるエネルギーで長期間にわたり輝き続けることができる。やがて中心部がヘリウムに置き換わってしまうと、水素の核融合はその周辺で起こるようになる。このとき恒星は大きく膨らみ、太陽のような比較的軽い恒星は赤色巨星とよばれる段階に移行する。

この状態が進行すると恒星は次第に明るさを増し、中心部にヘリウムがたまっていく。やがて中心部の温度が上がるとヘリウムが核融合を始め、周辺での水素の核融合は停止し、しばらくほぼ一定の明るさで輝く「クランプ星」と呼ばれる段階に入る。クランプ星は中心部のヘリウムが核融合の進行によって枯渇するとその周辺での核融合を起こす段階に移行し、再び明るさを増す。そして恒星表面からの物質流出が始まり、恒星の進化の最終段階へと進んでいく。

赤色巨星の段階に入ると恒星の表面付近では対流が活発になり、内部の物質と表面物質がよく混ざった状態となる。水素、ヘリウムに次いで軽い元素であるリチウムは、高温となる恒星内部では別の元素に変換されてしまうため、対流の活発な赤色巨星では表面でもリチウムの量が少なくなることが知られている。

ところが、リチウムの量が予想よりも何桁も多くなっている赤色巨星が見つかっており、大きな謎となっている。このようなリチウム過剰星は赤色巨星の中で1%程度存在していると見積もられている。

最近の観測で、この異常なリチウムの増加を示すのはクランプ星であることを示唆する結果が得られ、リチウム過剰星の謎解明の手がかりになると考えられるようになってきた。しかし、中心部周辺で水素が核融合を起こしている赤色巨星と中心部でヘリウムが核融合を起こしているクランプ星は、内部構造は大きく異なるにもかかわらず、似たような温度と明るさである場合が多いため、見かけでの区別が難しく、断定することができなかった。

中国国家天文台のHong-Liang Yanさんたちの研究チームは、中国の分光探査望遠鏡「LAMOST」の観測でリチウムの多い赤色巨星を多数発見し、そのうち134天体について、NASAの系外惑星探査衛星「ケプラー」のデータに基づいた星震学の手法によって恒星の表面組成と内部構造を測定した。恒星の表面の振動は明るさの周期変動に現れるため、恒星の表面の振動を測定して内部構造を調べる星震学では赤色巨星とクランプ星とを区別することができる。ケプラーでは恒星の明るさが長期間にわたって精度よく測定されていることから、多くの恒星に星震学を適用することができた。


LAMOSTとすばる望遠鏡によるリチウムのスペクトル線のデータ
LAMOST（左）、すばる望遠鏡（右）によるリチウムのスペクトル線のデータ。それぞれの図でリチウム過剰な恒星（下側の濃い青線） と普通の恒星（上側の水色線）とを比較しており、リチウム過剰星では明瞭にスペクトル線が検出されている。LAMOSTでは多数の恒星を効率よく観測することができる一方、すばる望遠鏡では波長を細かく分けて測定できるため、より正確にリチウムの量を測定し、LAMOSTの結果を検証できる。画像クリックで拡大表示（提供：H. L. Yan (NOAC)）

研究の結果、リチウムの著しい過剰を示す多くの星はクランプ星であることが初めて明瞭に示された。また、リチウム組成が極端に高い恒星は赤色巨星における進化段階で特に集中的に現れることがわかった。


恒星の明るさとリチウムの量の関係。横軸は星表面の重力の強さで、星の明るさに対応する（明るい恒星ほど表面重力が小さい）。星印は、すばる望遠鏡で観測されたリチウム過剰な恒星（26天体）。 クランプ星（赤印）がリチウム過剰星の多くを占めており、赤色巨星（青印）に比べて、よりリチウム量の多い星が見られる。また、過去の研究で調べられた恒星（灰色の丸印）の多くに比べて3桁程度リチウム量が多いことがわかる。すばる望遠鏡で観測したのは、あらかじめLAMOSTによりリチウム量が多いと推定された恒星であり、それが高精度の測定で裏付けられた（提供：Yan et al.）

赤色巨星におけるリチウムの異常な増加は、恒星の構造や進化を理解するうえで基本的な問題が依然として残されていることを示すものだ。リチウム増加のメカニズムは未解明ではあるが、今回の成果は恒星進化の研究に残された謎の解明に向け有力な手がかりとなるだろう

2020年10月12日
AstroArtsより

ベテルギウスの減光は表面に生じた巨大な黒点が原因だった？


巨大な黒点が生じたベテルギウスを描いた想像図（Credit: MPIA graphics department）

オリオン座の赤色超巨星ベテルギウスは明るさが変わる変光星のひとつで、2019年10月から2020年2月にかけての急激な減光は大きな注目を集めました。この減光の原因はベテルギウスの表面に生じた黒点（恒星黒点）だったのではないかとする研究成果が発表されています。

■表面の半分ほどを覆う巨大な黒点が減光をもたらしたか

Thavisha Dharmawardena氏（マックス・プランク天文学研究所）らの研究グループは、2019年から2020年にかけて観測されたベテルギウスの減光は表面温度の低下にともなう現象であり、その原因はベテルギウスの表面に生じた巨大な黒点だった可能性が考えられるとした研究結果を発表しました。

通常時よりも40パーセントほど暗くなった今回の減光については、ベテルギウスが放出した塵によって光がさえぎられたことで生じた可能性が指摘されています。そこで研究グループは、チリの「アタカマ・パスファインダー実験機（APEX）」やハワイの「ジェームズ・クラーク・マクスウェル望遠鏡（JCMT）」といった、塵の観測に使われるサブミリ波を利用する電波望遠鏡の観測データを参照しました。

その結果、ベテルギウスがサブミリ波でも20パーセントほど暗くなっていたことが判明。観測データを分析したところ、サブミリ波の明るさの変化はベテルギウスを取り巻く塵の増加に由来するものではなく、ベテルギウスの直径が10パーセントほど小さくなったか、あるいはベテルギウスの表面温度が平均して摂氏200度ほど下がったことで生じた可能性が示されたといいます。

ヨーロッパ南天天文台（ESO）の「超大型望遠鏡（VLT）」によって2019年の1月と12月に撮影されたベテルギウスを比較すると、12月の画像ではベテルギウスの一部が暗くなっていることがわかります。研究に参加したPeter Scicluna氏（ESO）が「表面の50～70パーセントを覆う、周囲よりも温度が低い巨大な黒点の明確な兆候です」と語るように、この黒点によってベテルギウスの表面温度が低下し、減光につながったものと研究グループは考えています。

Dharmawardena氏は「今後数年間の観測によって、急激な減光と黒点の周期の関連性が明らかになるでしょう。ベテルギウスはこれからも刺激的な研究対象であり続けます」とコメントしています。


超大型望遠鏡（VLT）によって2019年1月（左）と2019年12月（右）に撮影されたベテルギウスの比較画像（Credit: ESO/M. Montargès et al.）

Image Credit: MPIA graphics department

2020-07-01
Soraeより

赤色超巨星アンタレスの大気をアルマ望遠鏡とVLAが観測


アルマ望遠鏡（ALMA、枠内）とカール・ジャンスキー超大型干渉電波望遠鏡群（VLA、背景）によって観測されたアンタレスとその周辺。アルマ望遠鏡はアンタレスの彩層を、VLAはアンタレスから吹き出したガスの広がりを捉えており、右側に広がるガスの中にはアンタレスの伴星が位置する（Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), E. O’Gorman; NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello）

2019年から2020年にかけての減光が話題になったオリオン座の「ベテルギウス」は有名な赤色超巨星ですが、神話においてオリオンとつながりのあるさそり座の「アンタレス」も赤色超巨星です。今回、北米と南米の電波望遠鏡によって、アンタレスの大気が詳細に観測されています。

■厚みのある彩層と伴星の影響を受けるガスの広がりが明らかに

およそ550光年先にあるアンタレス（※）は可視光で見たときの直径が太陽のおよそ700倍で、太陽系で例えれば火星の軌道を軽く飲み込んでしまうほどの赤色超巨星とされています。Eamon O’Gorman（イーモン・オゴーマン）氏（ダブリン高等研究所）らの研究グループはチリの「アルマ望遠鏡」とアメリカの「カール・ジャンスキー超大型干渉電波望遠鏡群（VLA）」を使い、アンタレスの彩層や流れ出す恒星風を観測しました。

※…アンタレスは連星であるため、正確には主星の「アンタレスA」

アルマ望遠鏡による観測では、アンタレスの彩層が星の中心から半径にして2.5倍のところまで広がっていることが明らかになりました。恒星の表面（光球）のすぐ外側にある彩層は、星の内部から湧き上がる対流によって生じる磁場や衝撃波によって加熱されている領域です。太陽の彩層は半径の200分の1程度の厚さしかなく、アンタレスの彩層がいかに大きく広がっているかがわかります。

また、アンタレスの彩層の温度は過去の可視光や赤外線による観測での推測値よりも低く、最大でも摂氏3500度ほどであることもわかったといいます。これは太陽の彩層における摂氏約2万度という温度よりもずっと低く、オゴーマン氏は「恒星としてはぬるい温度」と表現しています。


アンタレスの大気を示した模式図。アルマ望遠鏡は下部彩層（左から2番目～3番目の白丸に挟まれた範囲）と上部彩層（同3番目～4番目）、VLAは恒星風が流れ出す領域（同4番目～5番目）を観測した。左から1番目～2番目の白丸を結んだ長さがアンタレスの半径に相当（Credit: NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello）

いっぽうVLAによる観測では、恒星風として吹き出したガスがアンタレスの伴星（アンタレスB）の重力による影響も受けながら、アンタレスの12倍もの範囲にまで広がっている様子が捉えられました。発表では、恒星風には星の内部で作られたさまざまな元素が含まれており、そのなかには生命にとって欠かせない元素もあることから、赤色超巨星から拡散するガスの様子を知ることは生命の材料を研究する上でも重要なことだとしています。

なお、アンタレスはその大きさの割に太陽系に近いことから、ヨーロッパ南天天文台（ESO）の「超大型望遠鏡（VLT）」によってその表面が詳細に観測されています。ESOによると、アンタレスは誕生時に太陽の15倍の質量があったとみられるものの、現在までに太陽3個分の質量を失ったとされています。


超大型望遠鏡（VLT）を構成する4つの望遠鏡を連動させる「VLT干渉計（VLTI）」によって赤外線で観測されたアンタレス。2017年8月23日に公開されたもの（Credit: ESO/K. Ohnaka）

Image Credit: AIP/J. Fohlmeister

2020-06-18
Soraeより

ベテルギウス、連星が合体して誕生した星なのかもしれない


2019年12月にヨーロッパ南天天文台の「超大型望遠鏡（VLT）」によって撮影されたベテルギウス（Credit: ESO/M. Montargès et al.）

オリオン座の1等星ベテルギウスは、今後10万年以内に超新星爆発が観測されると考えられている赤色超巨星です。2019年から2020年にかけての急速な減光が注目を集めましたが、現在私たちが見ているベテルギウスは連星が合体してできた星なのではないかとする研究成果が発表されています。

■過去数十万年のどこかで伴星を飲み込んでいた可能性

Manos Chatzopoulos氏（ルイジアナ州立大学）らの研究チームは、ベテルギウスはもともと連星であり、過去数十万年のどこかの時点で伴星と合体した可能性を指摘しています。Chatzopoulos氏らの論文は現在プレプリントサーバーのarXivにて公開されています。

研究チームによると、太陽の15～17倍の質量があった主星が晩年を迎えて赤色超巨星になり始めた頃、太陽と同程度～4倍ほどの質量（主星に対して7～25パーセント）があった伴星が巨大化した主星の外層に入り込み、潮汐破壊されつつ取り込まれた可能性がシミュレーションによって示されたといいます。

主星と伴星が一つになった星（ベテルギウス）の自転速度は合体によって加速されたとみられており、これは現在観測されているベテルギウス表面の自転速度（秒速およそ5km）とも一致するといいます。研究チームでは、高速で自転する巨星や超巨星は同様のプロセスを経て形成されたと考えており、恒星の合体は宇宙において一般的な出来事であるとしています。

また、ベテルギウスは秒速およそ30kmで星間空間を移動しており、かつて属していたアソシエーション（星団ほどには密集していない恒星のグループ）から何らかの原因で飛び出した可能性が指摘されています。研究チームでは、アソシエーションから飛び出してしまうほどの影響を受けても連星が散り散りになることなく維持される場合があるとしており、連星の合体というシナリオはベテルギウスの移動速度と自転速度の両方を説明できると考えています。

ただし別の可能性として、ベテルギウスはかつて存在していた連星のうち伴星のほうであり、より大きな主星が超新星爆発を起こしたことでアソシエーションから飛び出したことも考えられるといいます。この場合、爆発前の主星から流れ込んだガスが降着したことで、ベテルギウスの自転速度が加速されたと考えられます。「連星の合体」と「連星の崩壊」のどちらが正しいのかを知るにはさらなる研究が必要だと研究チームは言及しています。


欧州宇宙機関（ESA）の宇宙望遠鏡「ハーシェル」が撮影したベテルギウスとその周辺の赤外線画像。ベテルギウスの移動方向には弧状のバウショックが広がっている（Credit: ESA / Herschel / PACS / L. Decin et al.）

Image Credit: ESO/M. Montargès et al.

2020-05-18
Soraeより

赤色巨星からの風で生き返った中性子星


赤色巨星からの風によって中性子星に物質が降り注ぐ様子のイラスト（提供：ESA、以下同）

大質量星の「死骸」である中性子星が赤色巨星とペアになっている連星系で、赤色巨星から吹き付ける風によって中性子星がX線を放射し始めるという珍しい現象がとらえられました。

2017年8月13日、ヨーロッパ宇宙機関の天文衛星「インテグラル」が、天の川銀河中心部の方向（へびつかい座の領域内）でX線の閃光を検出しました。

このX線の発生源を突き止めるため、その後数週間にわたっていくつもの天体望遠鏡や人工衛星によって追観測が行われました。その結果、この現象は中性子星と赤色巨星からなる連星で起こったもので、強い磁場を持ちゆっくりと自転する中性子星に、隣の赤色巨星から物質が流れ込み始めたことによってX線が発生したらしいことが明らかになりました。

質量が太陽の1〜8倍の星は、一生の終わりが近づくと赤色巨星へと進化します。すると、星の外層は半径数百万kmに膨張し、塵やガスが秒速数百kmという比較的低速で中心星から放出されます。

一方、質量が太陽の25倍～30倍もある大質量星は、核融合の燃料を急速に使い果たして超新星爆発を起こし、その爆発後に強い磁場を持つ中性子星を残すことがあります。中性子星は直径10kmほどの大きさに太陽1.5個分ほどの質量が詰め込まれており、宇宙で最も密度の高い天体の一つです。


質量に応じた星の進化を示すイラスト。

2つの恒星が互いに回り合う「連星」はごくありふれた存在ですが、近年になって、中性子星と赤色巨星が相互作用する新たなタイプの連星系が見つかっています。このような連星は「共生X線連星」と呼ばれ、これまでに10組ほどしか発見されていないのです。

「インテグラルは、共生X線連星という珍しい連星系が活動を始める貴重な一瞬をとらえました。十分に濃くて低速の風が赤色巨星から放出されることで、『星の死骸』である中性子星に物質が供給され、高エネルギーのX線を放射するようになったのです」（スイス・ジュネーヴ大学 Enrico Bozzoさん）。

ヨーロッパ宇宙機関の宇宙望遠鏡「XMMニュートン」とNASAのX線天文衛星「NuSTAR」による観測から、この中性子星は約2時間周期で自転していることが示されました。中性子星は毎秒数回もの自転速度に達することもあるが、それに比べて今回の中性子星の自転は非常に遅い。また、共生X線連星の中性子星としては初となる磁場の観測も行われ、驚くほど磁場が強いことも明らかになりました。

中性子星の磁場は時間とともに衰えると考えられているため、磁場が強いということはその中性子星が若いことを示しています。一方の赤色巨星ははるかに年老いていて、この2つの天体は、ともに成長してきた連星としては奇妙なカップルといえます。

「不可解な連星系です。この中性子星の磁場は時間が経ってもあまり衰えない性質を持っているのかもしれませんし、あるいは実際に、この中性子星が赤色巨星より後に生まれたのかもしれません。もしそうなら、この中性子星は大質量星の超新星爆発という典型的なプロセスで作られたものではなくて、もともと白色矮星だったものに隣の赤色巨星から長期間にわたって物質が降り積もることで重力崩壊して中性子星になった可能性も考えられます」（Bozzoさん）。

若い中性子星と年老いた赤色巨星からなる連星系では、赤色巨星からの風が中性子星に降り積もるようになり、これによって中性子星の自転速度が遅くなってX線の放射が起こると考えられます。

「インテグラルによる過去15年間の観測では、この天体からのX線は検出されていませんでした。つまり私たちは今回、この天体でX線の放射が初めて始まった瞬間を目撃したと考えています。このX線放射は、たまたま一時的に赤色巨星からの物質放出が長く続いて発生しただけかもしれません。これまでのところ目立った変化は起こっていませんが、赤色巨星からの風が止まった場合にどんな振る舞いが見られるか、今後も観測を続ける予定です」（ヨーロッパ宇宙機関インテグラル・プロジェクトサイエンティスト Erik Kuulkersさん）。

2018年3月12日
AstroArtsより