炭素過剰金属欠乏星

炭素過剰金属欠乏星 (CEMP)

金属量が乏しい恒星群に見られる特別な分類として、炭素過剰金属欠乏星（Carbon enhanced metal poor star, CEMP）があります。これらの星は、文字通り鉄などの金属成分が太陽と比較して非常に少ない一方で、鉄に対する炭素の相対的な量が著しく多いという特徴を持っています。具体的には、星に含まれる鉄と水素の量の比率が太陽の10分の1以下（化学組成を示す指標である[Fe/H]が-1未満）でありながら、炭素と鉄の比率が太陽の10倍以上（[C/Fe]が+1.0以上）に達する恒星がCEMPに分類されます。ただし、研究分野によっては[C/Fe]の閾値を+0.7（太陽組成比の約5倍）とするなど、基準が若干異なる場合も存在します。

CEMP星は、全恒星における割合としては少数派ですが、金属量が減少するにつれて出現頻度が増加するという顕著な傾向があります。例えば、鉄含有量が太陽の100分の1未満（[Fe/H]が-2未満）の恒星では約15〜20%がCEMPであり、さらに太陽の1000分の1未満（[Fe/H]が-3未満）では約30%、そして太陽の1万分の1未満（[Fe/H]が-4未満）という極めて金属に乏しい恒星では、約75%という非常に高い割合でCEMPが見出されます。これらの星のスペクトルには、炭素分子に由来する特徴的な吸収線であるスワンバンドが明瞭に観測されます。これは炭素星でも見られる特徴ですが、CEMP星は起源が異なると考えられています。

CEMP星は、その元素組成、特に中性子捕獲反応（s過程やr過程）で合成される重元素の存在量に基づいて、さらに細かく分類されます。主なサブクラスとして、s過程元素が過剰なCEMP-s、s過程とr過程の元素双方が過剰なCEMP-r/s、そしてs過程もr過程もいずれの元素も過剰ではないCEMP-noの三つが挙げられます。これらのサブクラスがCEMP星全体に占める割合は、観測される銀河の領域によって違いが見られます。我々の銀河系において、ハローのより外側に位置するCEMP星は、内側の領域に比べてCEMP-noタイプの比率が高い傾向にあることが知られています。

CEMP星がどのようにして誕生したのかについては、主に二つの主要な形成シナリオが提案されています。第一のシナリオは、金属量が少ない連星系における質量転移を仮定するものです。この説では、進化の進んだ伴星（元主星）が漸近巨星分枝（AGB）星となり、内部で合成された炭素に富む物質を外層から放出し、それがもう一方の恒星（現在のCEMP星）に降り積もることでCEMP星が形成されると考えられています。第二のシナリオは、初期宇宙において金属に乏しい環境で誕生した第一世代の恒星が超新星爆発を起こした際に、その爆発生成物として炭素を多く含む星間物質が周囲にばらまかれ、その汚染されたガス雲から次世代の恒星としてCEMP星が生まれたとするものです。

CEMP星の研究は、宇宙初期の元素合成や、進化の進んだ恒星内部でどのように元素が作られ、宇宙空間に放出されるのかといった、恒星天文学や宇宙化学における重要な課題の解明に貢献しています。これらの特異な組成を持つ星は、宇宙の歴史を紐解く貴重な手がかりとなっているのです。

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