白色矮星

白色矮星とは

白色矮星（はくしょくわいせい、英: white dwarf）は、恒星がその進化の最終段階で到達する天体の一形態です。その主な特徴は、非常に高い密度と、核融合反応を終えた後の残骸であることです。太陽程度の質量を持ちながら、その体積は地球と同程度にまで圧縮されているという、極めて特異な天体です。白色矮星は、その内部で核融合反応を行わないため、自ら光を放つエネルギー源を持ちません。そのため、その光は、過去に蓄積された熱エネルギーがゆっくりと放出されることで観測されます。

白色矮星の概要

発見と名称

白色矮星の存在が初めて認識されたのは1910年のことでした。そして、1922年にウィレム・ヤコブ・ルイテンによって「white dwarf（白色矮星）」と名付けられました。これは、白色矮星が比較的暗い天体であるにもかかわらず、スペクトルが白いという特徴を捉えた名称です。

太陽系近傍の白色矮星

太陽系に最も近い白色矮星として知られているのは、8.6光年彼方にある連星系シリウスの伴星、シリウスBです。太陽近傍の恒星系では、約8個の白色矮星が確認されており、近傍の天体の中で比較的存在比率が高いことが知られています。

形成過程

白色矮星は、質量が太陽の約10倍以下の恒星が、進化の最終段階で形成されると考えられています。これらの恒星は、まず主系列星として水素の核融合反応を行い、その燃料が尽きると赤色巨星へと膨張します。赤色巨星の内部では、ヘリウムから炭素と酸素が生成されますが、質量が小さいと、これらの元素が核融合を起こすのに必要な温度に達しません。そのため、これらの元素が中心部に蓄積し、外層が放出されて惑星状星雲を形成した後、中心核が白色矮星として残されます。白色矮星の主成分は、炭素と酸素ですが、前駆星の質量によっては、酸素、ネオン、マグネシウムからなる白色矮星が形成されることもあります。また、質量が極めて小さい恒星の場合は、ヘリウム白色矮星が形成されると考えられています。

エネルギー源と質量限界

白色矮星は核融合反応を行わないため、自らエネルギーを生成することができません。その構造は、電子の縮退圧によって重力崩壊に抵抗しており、極めて高密度です。白色矮星の質量には、チャンドラセカール限界と呼ばれる上限値が存在し、これは約1.44太陽質量とされています。この質量を超えると、電子の縮退圧では重力崩壊を支えきれなくなり、Ia型超新星爆発を引き起こす可能性があります。

冷却と終末

白色矮星は、形成直後は非常に高温ですが、エネルギーを放射するにつれて徐々に冷却していきます。その結果、白色矮星の温度は低下し、放射する光は弱く赤くなっていきます。十分な時間が経過すると、白色矮星は黒色矮星と呼ばれる、熱や光をほとんど放射しない冷たい天体になると考えられていますが、宇宙の年齢がまだ十分ではないため、黒色矮星は未だ発見されていません。

白色矮星の発見

白色矮星が最初に発見されたのは、エリダヌス座ο2星（エリダヌス座40番星）という三重星系でした。この系の中で、エリダヌス座ο2星Bが白色矮星として確認されました。この星は、暗い天体であるにもかかわらず、スペクトルがA型である、すなわち白いという特異な特徴を持っていました。これは当時、天文学者にとって大きな謎でした。また、シリウスの伴星であるシリウスBも、初期に発見された白色矮星の一つです。

白色矮星の分類の確立

1922年に、ウィレム・ヤコブ・ルイテンによって「白色矮星」という用語が初めて用いられ、この分類の天体に関する研究が進みました。その後、1930年代には、多数の暗く白い天体が発見され、それらの固有運動が大きいことから、これらの天体が地球に近い低光度の天体、すなわち白色矮星であることが示唆されました。スローン・デジタル・スカイサーベイなどの観測プロジェクトによって、現在までに数千個もの白色矮星が発見されています。

白色矮星の組成と構造

密度

白色矮星の質量は、小さいもので0.17太陽質量程度、大きいもので1.33太陽質量程度のものまで確認されていますが、その質量分布は0.6太陽質量付近にピークがあります。半径は、太陽の0.8%から2%程度であり、これは地球の半径と同程度です。そのため、白色矮星の平均密度は非常に高く、およそ1立方センチメートルあたり1トンにもなります。白色矮星は、中性子星やブラックホールといった他のコンパクト星を除けば、宇宙で最も高密度な天体の一つです。

高密度の理由

白色矮星の物質は、原子が化学結合で結び付いたものではなく、原子核と電子のプラズマで構成されています。そのため、通常の物質よりも原子核同士が非常に近い距離に配置されることが可能になり、高密度が実現されます。また、量子力学の原理であるパウリの排他原理によって、電子が縮退状態となり、この縮退圧が重力崩壊に対抗しています。

質量と半径の関係

白色矮星の質量と半径の間には、質量が増加すると半径が減少するという関係があります。また、質量にはチャンドラセカール限界と呼ばれる上限が存在し、これを越えると、白色矮星は電子の縮退圧によって重力崩壊を支えることができなくなります。

エネルギー

白色矮星の内部はほぼ等温であり、その温度はおよそ1000万K程度と考えられています。しかし、白色矮星の表面は外層を介して熱を放射するため、より低温になります。白色矮星からの放射は、初期は高温ですが、時間経過とともに温度が低下し、光度は弱く赤くなっていきます。

白色矮星の多様性

スペクトル分類

白色矮星のスペクトルは、大気の組成によって分類されます。最も一般的なのは水素を主成分とするDA型で、次いでヘリウムを主成分とするDB型が多いです。また、炭素を主成分とするDQ型や、その他の元素を主成分とする白色矮星も存在します。

金属豊富な白色矮星

白色矮星の中には、スペクトル中に金属線を示すものが存在します。これは、白色矮星の周囲に存在する微惑星が降着したことによって、大気に重元素が含まれるようになったためだと考えられています。

磁場

白色矮星の中には、非常に強い磁場を持つものが存在します。これらの磁場は、前駆星の磁場が集約されたものだと考えられています。また、白色矮星の磁場は、化学結合の種類を変化させる可能性も示唆されています。

変動性

白色矮星の中には、光度が変動するものがあります。これらの変動は、内部の脈動によるものであり、白色矮星の内部構造を解明する上で重要な情報を提供しています。

白色矮星の形成

白色矮星は、恒星の質量によって、様々な形成過程を経ます。

低質量の恒星

太陽質量の半分以下の質量の恒星は、ヘリウムの核融合を起こすことができません。これらの恒星は、最終的にヘリウム白色矮星として進化を終えます。

低質量から中質量の恒星

太陽程度の質量を持つ恒星は、ヘリウムから炭素と酸素を生成しますが、炭素の核融合は起こせません。これらの恒星は、外層を放出し、炭素・酸素白色矮星として残ります。

中質量から大質量の恒星

より質量の大きい恒星は、最終的に超新星爆発を起こし、中性子星やブラックホールとして進化を終えます。ただし、一部の恒星は、酸素、ネオン、マグネシウムからなる白色矮星を形成する場合もあります。

白色矮星の終末

冷却と黒色矮星

白色矮星は、形成後、徐々に冷却を続け、最終的には黒色矮星になると考えられています。しかし、宇宙の年齢がまだ十分ではないため、黒色矮星は未だ確認されていません。

陽子崩壊と消滅

理論的には、白色矮星は陽子崩壊によって、非常にゆっくりと質量を失い、最終的には消滅する可能性も指摘されています。

白色矮星の合体と爆発

また、連星系にある白色矮星は、合体してIa型超新星爆発を起こす可能性があります。このタイプの超新星は、宇宙の距離測定の標準光源として用いられています。

白色矮星の周囲の環境

デブリ円盤と惑星

白色矮星の周りには、惑星や微惑星の残骸からなるデブリ円盤が存在することがあります。これらの円盤は、惑星の潮汐破壊によって形成されたと考えられています。また、白色矮星の周りには、系外惑星が存在する可能性も指摘されており、一部の惑星は、白色矮星からの強烈な放射によって蒸発している様子も観測されています。

連星系における白色矮星

白色矮星は、連星系を成すこともあります。このような連星系では、白色矮星が伴星から物質を降着し、新星爆発やIa型超新星爆発を引き起こすことがあります。

まとめ

白色矮星は、恒星の進化の終着点であり、非常に高密度で特異な天体です。その構造、形成過程、そして終末についての研究は、宇宙の理解を深める上で重要な役割を果たしています。白色矮星は、その多様性から、様々な観測対象として研究が進められており、その進化の解明が期待されています。

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