褐色矮星
褐色矮星とは
褐色矮星（英: brown dwarf）は、その質量が木星型惑星よりも大きく、赤色矮星よりも小さい、超低質量天体の一種です。恒星のように水素の核融合反応を起こすには質量が不足しているため、「恒星になり損ねた星」とも呼ばれます。しかし、重水素やリチウムの核融合を行うことがあり、その特異な性質から天文学的な注目を集めています。
褐色矮星の概要
原始星が水素の核融合を開始するには、核の温度が300万〜400万Kに達する必要があります。これには、太陽の約8％以上の質量、つまり木星質量の75〜80倍以上の質量が必要です。この質量に満たない天体では水素核融合は起こりませんが、より低温で反応する重水素やリチウムの核融合は起こり得ます。必要な質量は、太陽の約1％、木星の約13倍程度と考えられています。
したがって、褐色矮星の質量は木星の13倍から75〜80倍（約2.5×10^28 kg から 1.5×10^29 kg）の間になります。これより軽い天体は準褐色矮星や自由浮遊惑星と呼ばれ、重い場合はM9V型の赤色矮星に分類されます。ただし、褐色矮星の定義は核融合反応の有無だけでなく、形成過程も考慮すべきという議論もあります。
褐色矮星の内部では重水素の核融合が起こりますが、重水素の存在量が少ないため、核融合反応は短期間で終わり、その後は冷却が進みます。内部は全体的に対流が発生していると考えられ、層構造や化学組成の分化は見られません。また、その名に反して褐色に見えるわけではなく、マゼンタ色やオレンジ色に見えることが多いです。可視光線ではあまり明るくありません。
褐色矮星の誕生頻度は、恒星の誕生頻度との関連で議論されていますが、まだ結論は出ていません。また、褐色矮星の周りを公転する惑星も発見されています。最も近い例としては、6.5光年先に位置する連星系「Luhman 16」が挙げられます。この連星系は、2つの褐色矮星から構成されています。
褐色矮星の歴史
褐色矮星の存在は1960年代に理論的に予測されました。当初は「黒色矮星」と呼ばれていましたが、これは冷えた白色矮星を指す用語として既に使われていたため、「褐色矮星」という名称が提案されました。この名称は、天体の色を正確に表しているわけではありません。
1980年代には、重水素核融合の可能性や、低温大気でのダスト形成の影響が指摘されましたが、可視光線での観測が難しかったため、発見は困難でした。しかし、赤外線観測技術の進歩により、1988年に白色矮星の伴星「GD 165B」が発見され、褐色矮星の存在が実証され始めました。この天体は、後に「L型矮星」の原型となりました。
1995年には、「Teide 1」と「グリーゼ229B」という2つの亜恒星天体が発見され、褐色矮星の研究が飛躍的に進展しました。「グリーゼ229B」は、メタンの吸収スペクトルを持つことが確認され、T型矮星の原型となりました。また、「Teide 1」はリチウムのスペクトル線を持ち、褐色矮星の明確な証拠となりました。
褐色矮星の理論
恒星は、ガスと塵からなる分子雲の重力収縮によって誕生します。収縮が進むにつれて、中心部の温度と密度が上昇し、水素核融合が始まります。しかし、原始星の質量が小さすぎると、核融合に必要な温度に達する前に電子縮退圧によって収縮が止まり、褐色矮星となります。褐色矮星は、核融合反応を起こせないため、内部の熱エネルギーを放射しながら冷却を続けます。
リチウムテスト
褐色矮星は、リチウムを含むのに対して、低質量の恒星はリチウムを消費してしまうという特徴があります。リチウムのスペクトル線が見られるかどうかは、褐色矮星と恒星を区別する重要な指標となります。しかし、非常に若い恒星や大質量の褐色矮星ではリチウムが燃焼している可能性もあるため、リチウムテストは万能ではありません。
大気中のメタン
褐色矮星は、年齢を重ねると十分に冷却され、高温の天体では存在できないメタンが観測可能になります。この特徴は、巨大ガス惑星の大気と共通しています。例として、グリーゼ229Bが挙げられます。
鉄の雨
大気中の鉄が雨のように降る現象は、褐色矮星特有の現象です。これは、大気対流の過程で起こります。鉄の雨に関する分光学的研究は現在も進行中であり、全ての褐色矮星がこの特徴を持つわけではありません。
低質量の褐色矮星と大質量の惑星
褐色矮星は、恒星と同様に単独で形成されますが、恒星のように核融合を維持するのに十分な質量を持っていません。サイズは木星と同程度ですが、質量によって密度が大きく異なります。そのため、褐色矮星と惑星の区別が難しい場合もあります。多くの褐色矮星は核融合を起こさないため、検出にはX線や赤外線などの熱スペクトルを利用します。
IAUの基準
[国際天文学連合]は、重水素の熱核融合を起こせる限界の質量である、木星の13倍を境として、これより重いものを褐色矮星、軽いものを惑星と定義しています。しかし、この質量は経験則に基づくものであり、物理的に厳密な意味を持つものではありません。
準褐色矮星
準褐色矮星は、木星の13倍以下の質量を持ち、褐色矮星や恒星と同じようにガス雲の収縮によって形成されます。これらは、自由浮遊惑星や惑星質量褐色矮星とも呼ばれます。
褐色矮星のスペクトル分類
褐色矮星は、スペクトル型によってM、L、T、Y型に分類されます。
- - M型: 晩期のM型矮星に分類されるものがあります。酸化チタン(II)や酸化バナジウム(II)の吸収バンドが見られます。
- - Y型: 最も低温な褐色矮星が含まれます。アンモニアの吸収が見られると考えられていますが、詳細は不明な点が多いです。
褐色矮星の観測
褐色矮星の観測には、コロナグラフやCCDを搭載した高性能望遠鏡が利用されています。電波望遠鏡による観測では、強い磁場を持つ褐色矮星が発見されています。また、太陽系外惑星の探査で利用される観測手法も活用されています。
褐色矮星研究の節目
1995年に初めて褐色矮星の存在が実証され、その後、X線フレアや電波放射など、様々な発見が相次ぎました。2014年には、最も低温な褐色矮星が発見されました。
X線源としての褐色矮星
褐色矮星からは、X線フレアが検出されています。これは、内部の対流運動と磁場が関係していると考えられています。X線フレアは、褐色矮星の表面付近にある高温の磁化物質が放出されることによって起こると考えられています。
電波源としての褐色矮星
褐色矮星は、強い磁場を持ち、電波を放出することがあります。電波の周期的な反転は、磁場の反転によるものである可能性があります。
近年の発展
近年では、褐色矮星の周りで惑星が形成されつつある証拠が見つかっています。また、褐色矮星の大気には雲が存在し、強烈な嵐が発生していることも明らかになっています。
褐色矮星まわりの惑星
褐色矮星の周りには、惑星質量天体や円盤が存在することが分かっています。これらの惑星は、降着によって形成されたと考えられています。
生命居住可能性
褐色矮星を公転する惑星の生命居住可能性については研究が進められていますが、ハビタブルゾーンが狭く、厳しい条件が必要であることが分かっています。
特徴的な褐色矮星
WD 0137-349 Bは、主星の赤色巨星段階を生き残ったことが確認された初めての褐色矮星です。
参考文献
田村元秀『太陽系外惑星』日本評論社、2015年
関連項目
外部リンク
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