うしかい座ラムダ型星

うしかい座λ型星

うしかい座λ型星（うしかいざラムダがたせい、英: Lambda Boötis star）は、特定の化学的な組成異常を示す恒星の分類であり、いわゆる化学特異星の一種に位置づけられます。この分類の代表的な恒星が、名称の由来ともなっているうしかい座λ星です。

発見の経緯

この特異なタイプの恒星が天文学者の注目を集めるようになったのは、1943年にW.W.モーガン、P.C.キーナン、E.ケルマンらが発表した、恒星スペクトル分類法に関する重要な研究においてでした。彼らが提唱したヤーキス恒星スペクトル分類（後にMK分類の基盤となる）の中で、うしかい座λ星は特殊なA型星として記載されました。そのスペクトル線が、一般的な同じスペクトル型の恒星とは異なる特徴を示していたことから、特別なグループとして認識されるようになったのです。

恒星の性質

うしかかい座λ型星は、スペクトル型としてはA0型からF0型に相当する比較的若い恒星が多く含まれます。これらの恒星は、太陽と同じく種族Iに属する、銀河系の円盤部に多く存在するグループです。

しかし、その最大の特徴は、恒星表面における元素の存在量に顕著な偏りが見られる点です。

軽元素の組成: 炭素、窒素、酸素、硫黄といった比較的軽い元素については、その存在量が太陽とほぼ同程度であることが観測から分かっています。
重元素（鉄族元素）の組成: 対照的に、鉄、ニッケル、クロムなどの鉄族元素は、太陽の組成に比べて非常に少なく、その存在量は太陽の100分の1以下、すなわち2桁も不足しています。

この異常な元素組成は、観測されるスペクトル線に直接反映されます。A0型からF0型というスペクトル分類は、通常、特定の金属線（特に鉄族元素に由来する吸収線）の強度に基づいて決定されますが、うしかい座λ型星ではこれらの金属線が同じスペクトル型を持つ通常の恒星と比較して非常に弱く現れます。特に、マグネシウムイオン（Mg II）の波長4481Åに現れる吸収線が著しく弱いことが、このタイプの恒星を識別する重要な指標の一つとされています。

形成メカニズムに関する仮説

なぜ、うしかい座λ型星のような特異な元素組成を持つ恒星が存在するのかについては、現在も研究が進められており、いくつかの説が提唱されています。恒星内部の核融合反応や対流による元素組成の変化だけでは説明が難しいため、外部からの物質の供給が恒星表面の組成に影響を与えている可能性が考えられています。

主な仮説としては、以下の二つが挙げられます。

1. 星周円盤からの金属欠乏ガスの降着説: 恒星が誕生する際に周囲に形成されたガスや塵からなる円盤（星周円盤）において、金属成分が少ないガスだけが選択的に恒星表面に降り積もったという説です。これは、星周円盤内で塵などの金属成分が分離し、ガスだけが恒星に降着したと考えるものです。
2. ホット・ジュピターからの物質降着説: 恒星のごく近傍を公転する巨大ガス惑星、いわゆる「ホット・ジュピター」から、惑星風や恒星の潮汐力によって惑星の表層物質が剥ぎ取られ、それが恒星に降り積もったという説です。惑星形成の過程で金属が惑星中心部に沈降し、表層が金属に乏しくなった場合に、このような組成を持つ物質が供給されると考えられます。

これらの仮説は、恒星の表面組成が、内部プロセスだけでなく、外部環境からの物質の供給によっても形成されうることを示唆しています。どちらのメカニズムが主たる要因であるか、あるいは複数の要因が複合的に関与しているのかは、今後の観測や理論研究によってさらに明らかになることが期待されています。

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