炭素星

炭素星

「炭素星」とは、主に漸近巨星分枝と呼ばれる進化段階にある赤色巨星のうち、大気に含まれる炭素の量が酸素の量を上回る、特徴的な組成を持つ恒星です。太陽のような一般的な恒星の大気では、通常、酸素の方が炭素よりも豊富に存在しています。しかし、炭素星の大気においては、存在する酸素のほとんどが一酸化炭素分子を形成するために使われ、余った炭素原子が他の炭化物や微粒子（いわゆる「すす」）として大気中に多量に存在します。この状態が、恒星全体をすすけたように見せ、際立って赤みを帯びた色で輝く原因となります。このような特異な性質は、1860年代にイタリアの天文学者アンジェロ・セッキによって初めて確認され、彼は炭素星のために独自のスペクトル分類（IV型）を設けましたが、後にはN型として再分類されました。

炭素星がその大気に多量の炭素を持つに至る過程には、いくつかの異なる天体物理学的なメカニズムが存在すると考えられています。これらの機構に基づき、炭素星は主に「古典的炭素星」と「非古典的炭素星」に分類されます。

「古典的炭素星」（スペクトル型C-RやC-Nに相当）は、星自身が内部で炭素を生成し、それを表面に運び上げたものです。これらの星は、主に寿命が終わりに近い漸近巨星分枝星であり、内部深部でヘリウム原子が融合して炭素を作る「トリプルアルファ反応」と呼ばれる核融合反応が活発に行われています。この反応で生成された炭素などの重元素は、恒星内部の対流運動によって表面近くまで輸送されます。このような星は、進化の過程で一時的にヘリウムを燃焼する段階に入ることがあり、この期間に光度が増大し、内部で作られた物質がより効率的に表面へ運び上げられます。ヘリウム燃焼が終了すると再び水素燃焼に戻り、恒星は次第に外層の物質を失い、最終的には高温の白色矮星となり、周囲に残されたガスは原始惑星状星雲を形成すると考えられています。

一方、「非古典的炭素星」（スペクトル型C-JやC-Hに相当）は、星自身の核融合活動ではなく、外部から炭素を受け取ることで炭素過剰となった恒星です。これらの星は、通常、巨星と白色矮星からなる連星系を形成しています。巨星の膨張した外層から白色矮星へと物質が流れ込む際に、白色矮星側（あるいは既に白色矮星となっている伴星）が過去に放出した炭素に富んだ物質を、現在の巨星が吸収した結果、その大気が炭素過剰になったと考えられています。自身の内部で炭素を生成しないことから、「外因性」炭素星とも呼ばれます。非古典的炭素星の多くは、自身で炭素を生成するほどの温度を持たず、また古典的炭素星ほど明るくないため、その炭素の起源は連星であることが判明するまで謎でした。この連星モデルは、炭素だけでなく、s過程で生成されるバリウムなどの元素も過剰に持つ「バリウム星」の起源も説明できると考えられています。

さらに、起源が完全には解明されていない「水素欠乏炭素星（C-Hd）」（スペクトル型C-Hd）と呼ばれる特殊なグループも存在します。これらの星は、かんむり座R型変光星と一部類似点が見られますが、自身は明るさが大きく変動する変光星ではなく、特定の赤外線放射も示しません。これまでに発見されている数は非常に少なく、連星であるという確証も得られていないため、非古典的炭素星との関連性を含め、その形成メカニズムは今後の研究課題となっています。

他にも、CNOサイクルにおける特定の反応の暴走や、ヘリウム・フラッシュと呼ばれる急激なヘリウム燃焼などが、一部の星で大気中の炭素量を増加させる要因となり得るとする説も提唱されています。

炭素星のスペクトルを観測すると、その最も顕著な特徴はC₂分子による「スワンバンド」と呼ばれる強い吸収帯です。加えて、CH、CN（ジシアン）、C₃、SiC₂など、様々な炭素化合物の分子吸収帯も高濃度で検出されます。核でのヘリウム融合やs過程によって生成され、表面に運ばれたリチウムやバリウムといった他の元素の存在も確認されます。これらの炭素化合物による複雑な吸収スペクトルは、恒星本来の温度を示す指標となる吸収線を覆い隠してしまうため、かつては炭素星の正確な実効温度を推定することが難しい問題でした。

夜空には、うさぎ座R星やうみへび座V星、りょうけん座Y星など、いくつかの有名な炭素星が観測されています。これらの星の研究は、恒星の進化、特に漸近巨星分枝星の化学組成の変化や質量放出、連星系における物質移動といった、幅広い天体物理学の分野に重要な知見をもたらしています。

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