ヘリウム星

「ヘリウム星」とは、主に二つの文脈で用いられる天体の分類名です。一つは、その光のスペクトル中に、通常の恒星に比べて非常に強いヘリウムの吸収線を示す恒星を指します。これらの天体は、表面温度が高い青い恒星、特にO型星やB型星のグループに属します。同時に、これらの恒星では、太陽のような一般的な恒星で顕著に見られる水素の吸収線が著しく弱いか、全く観測されないという特徴があります。

このようなスペクトル特性は、恒星の物理状態を示唆しています。強いヘリウム線と弱い水素線は、その恒星が非常に活発な恒星風を放出し、自身の外層部、主に水素を多く含む部分を宇宙空間に失いつつある、あるいはすでに失ってしまった状態であることを意味します。その結果、恒星の内部に存在するヘリウムが豊富な層が表面に露出していると考えられています。中でも、水素の吸収線が全く検出されない極端なケースは、「強ヘリウム星」として区別されます。

歴史的に見ると、「ヘリウム星」という言葉が、かつてはB型星とほぼ同義のように使われた時期もありましたが、現在ではスペクトルにおけるヘリウム線の異常な強度という物理的な特徴に基づいてより厳密に定義され、一般的な恒星とは異なる特異な天体として扱われています。

もう一つの「ヘリウム星」という用語が使われる文脈は、恒星進化論における理論的な天体モデルです。これは、太陽質量の少なくとも0.5倍以上となる二つのヘリウムを主成分とする白色矮星が、互いの重力によって軌道を縮め、最終的に一つの天体に合体するというシナリオで誕生すると考えられています。このような白色矮星の合体によって形成された天体は、中心部でヘリウムの核融合反応（燃焼）を再開し、再び輝き始めますが、その寿命は主系列星に比べて非常に短く、およそ数百万年程度と予測されています。

この白色矮星の合体というシナリオは、観測されている「強ヘリウム星」の起源を説明する有力な候補と考えられています。合体過程で恒星の外層物質が剥ぎ取られ、ヘリウムに富む内部構造が表面に露出し、さらにヘリウム核融合による高い光度を持つことから、水素が全く見られないという強ヘリウム星の特性を説明できる可能性が指摘されています。

ヘリウムに富む大気を持つ特異な恒星としては、かんむり座R型変光星なども存在し、これらの天体もヘリウム星の進化や形成メカニズムを理解する上で関連性の深い研究対象となっています。

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