特異星

特異星

特異星（peculiar star）とは、特にその表面に見られる化学組成が、標準的な恒星の組成とは著しく異なる特徴を持つ恒星のことです。

分類

化学特異星は、水素を燃料として輝く高温の主系列星に多く見られます。これらの高温の特異星は、スペクトル特性に基づき、主に以下の4つのタイプに分類されます。

A型金属線星 (Am, CP1)

このタイプの星は、イオニウム化したカルシウムやスカンジウムのスペクトル線が弱く観測される一方、より重い元素の含有量が多いのが特徴です。自転速度は比較的遅く、表面温度はおよそ7000Kから10000Kの範囲にあります。

A型特異星 (CP2)

強い磁場を持つことが顕著な特徴です。ケイ素、クロム、ストロンチウム、ユウロピウムといった特定の元素が過剰に存在します。通常、ゆっくりと自転しています。表面の実効温度は8000Kから15000Kとされていますが、大気構造が複雑なため、正確な温度の計算は難しい場合があります。

水銀・マンガン星 (HgMn, CP3)

磁変星の一種に含まれますが、強い磁場は一般的に見られません。その名前が示すように、イオニウム化した水銀やマンガンが豊富に検出されます。非常にゆっくりと回転しているのが特徴で、表面温度は10000Kから15000Kの範囲です。

弱ヘリウム星 (He-weak, CP4)

紫外線帯の色情報から推定されるよりも、ヘリウムのスペクトル線が著しく弱い星です。

スペクトル型がG型以降の低温の星の中にも、特異なスペクトルを示すものがありますが、これらは主系列星ではない場合が多く、通常「特異星」として分類されることは稀です。これらの低温における特異な組成は、恒星の核で生成された元素が表面まで混合された結果（例：炭素星、S型星の大部分）や、連星系における伴星からの物質の移動に起因する場合（例：バリウム星、一部のS型星）があります。

特異星の性質と形成メカニズム

特異星の表面で観測される特異な組成は、星が誕生した後の過程、特に恒星の外層における元素の拡散現象や磁場の影響によって生じると考えられています。これらの物理的な過程により、ヘリウム、窒素、酸素などの軽い元素は大気の下層へ沈降し、マンガン、ストロンチウム、イットリウム、ジルコニウムなどの重い元素が表面へと浮上することで、特異なスペクトル特性が現れます。一方、恒星の中心部や全体的な組成は、星が形成された時のガス雲の組成を反映しており、標準的な恒星と大きく変わらないと推測されています。

このような元素分離のメカニズムは、恒星の質量によって進行するタイムスケールが異なります。例えば、太陽程度の質量を持つ星では50億年から100億年と非常に長い時間を要しますが、スペクトル型A・B型のような高温の星では、わずか1000万年程度で顕著な分離が起こります。これが、化学特異星が高温の恒星に多く見られる理由の一つと考えられています。

しかし、多くのA・B型星は高速で自転しており、その回転によって生じる乱流が元素分離を打ち消し、恒星の組成を均一に保つ傾向があります。質量が太陽の1.3倍以上の恒星では、元素の拡散や浮上といった分離過程と、乱流による混合・均質化の過程が拮抗しています。特異星が形成されるのは、このバランスが崩れ、自転速度が遅い場合に元素分離の効果が表面組成として維持されるためです。元素の拡散や上昇によって特異な組成が表面に固定されるためには、特異星の大気が、対流による物質の均質化が起こらないほど安定している必要があります。このような大気の安定性をもたらす要因として、遅い自転速度や非常に強力な磁場の存在が挙げられています。

出典

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