亜恒星天体

亜恒星天体（Substellar Object）

亜恒星天体とは、恒星がその中心で安定した水素核融合反応を持続できる質量の限界、おおよそ太陽質量の約0.08倍を下回る質量を持つ天体の総称です。この定義においては、天体がどのように形成されたか（ガス円盤からの降着、あるいは単独での収縮など）や、他の恒星を周回する惑星として存在するか、あるいは単独で宇宙空間を漂う遊星状天体であるかといった、その来歴や環境は問われません。

この分類には、かつて恒星として扱われていたエリダヌス座EF星Bのような褐色矮星や、木星の数倍程度の質量を持つ惑星質量天体などが含まれます。

物理的特徴

亜恒星天体が太陽と同じような元素組成を持ち、かつ少なくとも木星の質量（太陽質量の約10分の3、すなわち約0.001倍）より大きいと仮定した場合、その物理的な半径は木星半径とほぼ同程度、おおよそ太陽半径の約0.1倍になります。これは、亜恒星天体の内部で物質がどのように振る舞うかに関係しています。

水素核融合が始まる質量限界にわずかに満たない重い亜恒星天体の中心部では、高い密度（1立方センチメートルあたり約10³グラム）で物質がフェルミ縮退と呼ばれる状態にあります。しかし、天体の質量が減少するにつれて、中心部の密度も低下し、木星程度の質量では1立方センチメートルあたり約10グラム程度になります。このように密度は質量の減少に応じて低下しますが、この減少の仕方が天体の自己重力と内部圧力の釣り合いに影響し、結果として半径は質量の広い範囲でおおよそ一定に保たれるという興味深い特徴を持ちます。

エネルギー放出と進化

亜恒星天体は、恒星のように中心核での安定した核融合によってエネルギーを生成することはありません。ただし、水素燃焼限界にごく近い質量を持つ天体の場合、進化のある段階で一時的に中心部で水素核融合が起こることがあります。しかし、この反応は非常に弱く、天体自身の重力による収縮エネルギーに打ち勝つほどではありません。

一方で、質量が太陽質量の約0.013倍を超える比較的重い亜恒星天体では、形成から間もない時期に重水素の核融合反応を起こすことが可能です。重水素は水素よりも低い温度・圧力で核融合しますが、宇宙空間における存在量は水素に比べて非常に少ないため、この反応は短期間で終了します。通常、数百万年から1億年程度で中心部の重水素は消費し尽くされてしまいます。

これらの短い核融合活動の時期を除くと、単独で存在する亜恒星天体の主なエネルギー源は、自身の重力位置エネルギーの放出です。天体は収縮しながらエネルギーを放出し、徐々に冷えて暗くなっていきます。これは、例えるならば熱い石が冷えていくような過程です。

もし亜恒星天体が恒星の周りを公転している場合、主星からの放射エネルギーを受けて温められます。このような天体は、最終的に主星からのエネルギー吸収と自身のエネルギー放出が釣り合う放射平衡の状態に達すると考えられています。ただし、これは単独の亜恒星天体がひたすら冷えていくのとは異なる進化経路を示唆します。

用語の使用状況

天文学の専門用語としては、「亜恒星天体」という言葉は、オックスフォード天文学辞典など一部の文献では定義されているものの、実際の研究論文や学術的な文脈ではそれほど一般的に使用されていないと指摘されることもあります。より具体的な分類である「褐色矮星」や「惑星質量天体」といった用語が用いられることの方が多い傾向にあります。

関連項目

褐色矮星
準褐色矮星
惑星質量天体
プラネター

出典

* （入力情報を参照）

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