水銀・マンガン星

水銀・マンガン星（HgMn星）

水銀・マンガン星（mercury-manganese star, HgMn星）は、天文学における恒星の分類の一つで、「化学特異星」と呼ばれるグループに属します。この名称は、その特徴的な化学組成、特に大気中に水銀やマンガンといった特定の元素が豊富に存在することに由来します。また、マンガン-水銀星(manganese-mercury star)と呼ばれることもあります。

これらの恒星は、スペクトル型がB8またはB9に分類される比較的温度の高い星です。スペクトル観測を行うと、特にイオン化した状態の水銀が特定の波長（398.4ナノメートル）で非常に強い光の吸収を示すことが、このタイプの星を同定する重要な手がかりとなります。

水銀・マンガン星の最も顕著な特徴は、その大気の化学組成にあります。通常の恒星、例えば私たちの太陽と比べると、リン、マンガン、ガリウム、ストロンチウム、イットリウム、亜鉛、白金、そして名前にも冠される水銀といった特定の元素が、著しく高い濃度で検出されます。一方で、ヘリウムや酸素といった軽い元素は、相対的に不足している傾向が見られます。

この化学組成の異常は、恒星内部の核融合反応によるものではなく、大気中で元素が分離されるメカニズムによって引き起こされると考えられています。そのメカニズムを理解する上で重要なのが、水銀・マンガン星が持つ他の二つの物理的な特徴です。

第一に、これらの星は強力な磁場を持たないか、少なくとも他のタイプの化学特異星（例えばAp星やBp星）と比べて非常に弱い磁場しか持っていません。磁場は通常、恒星大気のプラズマの動きに大きな影響を与えますが、水銀・マンガン星ではその影響が小さいため、大気の振る舞いが単純化されます。

第二に、水銀・マンガン星は自転速度が比較的遅いという特徴があります。多くのB型星は高速で自転していますが、HgMn星はゆっくりと回転しています。この遅い自転のため、恒星大気の対流（物質が上下に移動する流れ）や、大気の流れ（恒星風）がほとんど発生しません。結果として、大気は非常に静かで安定した状態、いわば「無風」に近い環境になります。

このような、強い磁場がなく、かつ対流や恒星風がほとんど存在しない静かな大気環境では、「拡散分離」と呼ばれる現象が効率的に起こります。これは、恒星から放出される光（放射圧）や、恒星自身の重力が、大気中の異なる種類の原子に対して異なる影響を与えることで、元素が物理的に分離される現象です。軽い元素の一部は重力によって星の内部方向へゆっくりと沈降し、逆に特定の重い元素（例えば水銀やマンガン）は、特定の波長の光を効率よく吸収することで放射圧を受け、大気の上層へとゆっくりと押し上げられます。このプロセスが長い時間をかけて進行することで、大気の上層と下層、あるいは恒星の表面の場所によって化学組成が大きく異なる、不均一な状態が形成されます。

観測される水銀の強い吸収線や、大気中に過剰に存在する他の重元素は、この拡散分離の結果、それらの元素が大気の上層に濃縮された証拠と考えられています。

空で比較的明るく見える水銀・マンガン星もいくつか知られており、天体観測の対象となっています。

（この記述は一般的な天文学の知見に基づいています。）

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