褐色矮星を発見
 褐色矮星とは、軽水素の核融合を起こすには質量が小さすぎるために太陽のように輝くことができない天体のこと。

 原始星において軽水素の核融合が始まるためには中心核の温度が300万~400万Kを超えなければならず、そのためには最低でも太陽の8%以上の質量が必要である。それ以下の質量しか持たない星では軽水素による核融合反応は起こらないが、重水素は軽水素よりも低温で核融合を起こすことができるため、重水素の核融合は起こる。

 今回、太陽に似た恒星HD 19467(エリダヌス座の7等星)をハワイのケックI望遠鏡で17年間にわたって観測したところ、わずかな重力で恒星を振り回す伴星の存在が予見された。そして2012年にケックII望遠鏡を用いて高コントラストで観測したところ、伴星が発見された。


 この伴星はT型矮星で、主星に比べて10万分の1以下の明るさしかない。距離は正確にわかっているので、スペクトル(波長ごとに分けた光の成分)の情報を使わなくても直接撮像から、この矮星の質量や軌道、年齢、化学組成といった重要な属性について、推定の範囲を絞り込むことができる。

 恒星と違い、惑星のスペクトルについては複雑で理解が進んでいないため、恒星と惑星の中間のような褐色矮星はよいサンプルとなる。今後このHD 19467 Bをさらに詳しく調べることで、惑星大気の理論モデルを確かめるなど、系外惑星についての理解が進むことが期待されている。

 将来的には地球タイプの惑星を直接撮像してスペクトルも得ることができれば、その惑星の組成や質量、大きさや年齢などの情報がまるごとわかるようになる可能性がある。


 太陽のような恒星を公転するT型矮星を直接撮像
 とてもめずらしい種類の褐色矮星が直接撮像された。恒星と惑星の中間の質量を持つ天体を研究する上で指標となる成果だ。

 米ノートルダム大学のJustin R. Creppさんらが、恒星のそばにある褐色矮星の直接撮像に成功した。

 研究チームが太陽に似た恒星HD 19467(エリダヌス座の7等星)をハワイのケックI望遠鏡で17年間にわたって観測したところ、継続的に加速が見られ、わずかな重力で恒星を振り回す伴星の存在が示唆された。そして2012年にケックII望遠鏡を用いて高コントラストで観測したところ、のような伴星が見つかったのだ。

 褐色矮星は、いわば「恒星のなりそこない」のような天体である。太陽の8%以下の質量しかないために、中心温度が低く水素の核融合が行われず、低温でくすぶっている。今回見つかったT型矮星は主星に比べて10万分の1以下の明るさしかない。距離は正確にわかっているので、スペクトル(波長ごとに分けた光の成分)の情報を使わなくても直接撮像から、この矮星の質量や軌道、年齢、化学組成といった重要な属性について、推定の範囲を絞り込むことができる。

 恒星と違い、惑星のスペクトルについては複雑で理解が進んでいないため、恒星と惑星の中間のような褐色矮星はよいサンプルとなる。今後このHD 19467 Bをさらに詳しく調べることで、惑星大気の理論モデルを確かめるなど、系外惑星についての理解が進むかもしれない。

 将来的には地球タイプの惑星を直接撮像してスペクトルも得ることができれば、その惑星の組成や質量、大きさや年齢などの情報がまるごとわかるようになると、Creppさんは期待している。(アストロアーツ 2014年1月22日 W.M.ケック天文台)


 褐色矮星とは何か?
 褐色矮星(brown dwarf)とは、軽水素 (1H) の核融合を起こすには質量が小さすぎるために主系列星になることができない天体。

 原始星において軽水素の核融合が始まるためには中心核の温度が300万-400万Kを超えなければならず、そのためには最低でも太陽の8%以上の質量が必要である。それ以下の質量しか持たない星では軽水素による核融合反応は起こらないが、重水素 (2H) は軽水素よりも低温で核融合を起こすことができるため、重水素の核融合は起こる。

 これに必要な質量はだいたい太陽の1%程度、木星の13倍程度と考えられている。しかし重水素の存在比率は低いため核融合反応は短期間で停止し、そのまま冷却していくことになる。これが褐色矮星であり、分類上は恒星にも惑星にも入らない。およそ木星質量の13-75倍程度の星が褐色矮星となるとされている。

 一般的に、恒星が星雲から誕生する際には大質量星よりも小質量星の方が多く誕生する。この傾向が褐色矮星にまで延長して当てはめられるかどうかについては互いに矛盾する観測結果が報告されており、星形成領域ごとに褐色矮星の誕生しやすさに差がある可能性も含めて結論は出ていない。いずれにしても褐色矮星の全質量は銀河や宇宙の質量や重力を考える上で無視できないものとなる可能性があるため、暗黒物質の正体の候補の一つに挙げられている。


 主系列星と木星型惑星の中間の性質
 褐色矮星と主系列星を区別する判定方法の一つは、リチウムのスペクトルが見られるかどうかである。リチウムはビッグバンの際に水素やヘリウムなどとともに合成されて宇宙に広く存在するため、星間ガスが収縮してできた初期の星にも含まれているが、軽水素核融合が起きる温度よりも若干低い温度(約250万K)で核融合反応が起こってヘリウムに変わる。

 このため、軽水素核融合が起こるような通常の恒星では星内部の対流によって星全体のリチウムが短期間で消費し尽くされており、リチウムのスペクトルは見られない。従ってこのスペクトルが見られる場合には褐色矮星である可能性が高い。

 木星型惑星との違いは、ガスが縮む際のエネルギーと、初期に重水素による核融合反応が起きたときの余熱で高温になり、赤外線を放射していることである。表面温度は800度から2500度程度である。

 最近では、他の主系列星の周囲に形成される原始惑星系円盤から誕生したものでなく、主系列星と同様に星雲から直接誕生するものが(真の)褐色矮星とされている。更に、褐色矮星と思われる星の観測によれば、猛烈な嵐により掻き乱される熱い内部を見え難くする、冷たい不透明な雲を示す発光パターンがあることが明らかになった。褐色矮星の嵐は、木星より激しいと考えられている。(Wikipedia)


参考 アストロアーツ:太陽のような恒星を公転するT型矮星を直接撮影 Wikipedia:褐色矮星


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