青色はぐれ星

青色はぐれ星とは

宇宙に存在する恒星の多くは、銀河の中でお互いの重力によって結びついた「星団」と呼ばれる集団を形成しています。この星団の中には、恒星進化の標準的な理論からは説明が難しい、特異な性質を持つ星が存在します。その一つが「青色はぐれ星」（blue straggler）です。これは、散開星団や球状星団といった恒星の密集領域で観測される、周囲の多くの星に比べてひときわ明るく青く輝く恒星を指します。

青色はぐれ星は、1953年に天文学者のアラン・サンデージ氏が球状星団M3を観測していた際に初めて発見されました。恒星の明るさや色、表面温度といった物理的性質を示すヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）上では、星団内の恒星はその年齢と誕生時の質量に応じて特定の曲線上に並びます。星団を構成する星々は、例外的に遅れて生まれた一部を除けば、ほぼ同時期に形成されたと考えられているため、HR図上では星団固有の進化段階を示す一本のラインを描くはずです。

しかし、青色はぐれ星は、この星団のHR図のライン、特に主系列星が進化して次の段階へ移行する「折れ曲がり点」よりも、明るく青い、つまりより大質量で若い星が位置する領域に存在します。標準理論によれば、この位置にある星は、星団の年齢ではすでに主系列を終えているはずです。ところが青色はぐれ星は、同じ星団の他の星と比べて最大で2倍から3倍もの質量を持つかのように見え、この普遍的な規則から大きく外れているように映るのです。

謎の解明へ：形成メカニズム

この「はぐれ星」の存在は、長年、天文学者たちの関心を集めてきました。その特異な性質がどのようにして生まれるのか、いくつかの説が提唱されています。

初期に考えられた説

最も単純な説明としては、青色はぐれ星が星団の他の恒星の大部分が形成された後、かなり遅れて誕生した可能性が考えられました。しかし、これを裏付ける確固たる観測証拠は今のところ限られています。また、星団外で形成された星が後から星団の重力に捕獲されたという説も考えられましたが、青色はぐれ星が星団の中心近くの密集した領域にもしばしば見られることから、この説も疑問視されています。

有力な連星相互作用説

現在、最も有力視されているのは、星団内の恒星同士、特に連星系（2つの星が互いの周りを回るシステム）における相互作用によって青色はぐれ星が形成されるという説です。この相互作用には、主に二つのシナリオが考えられています。

連星の融合

一つ目は、もともと連星であった二つの星が、何らかの理由で接近し、最終的に衝突・融合するというシナリオです。二つの星が合体することで、もともと存在した星よりもはるかに大きな質量を持つ一つの星が誕生します。この新たに生まれた大質量星は、急速な進化の途上にあり、HR図上では星団の年齢から期待される位置よりも明るく青い領域に現れます。この説を支持する証拠の一つは、青色はぐれ星が星団の中でも特に恒星の密度が高い領域、とりわけ球状星団の中心核に多く見られるという事実です。このような場所では、星同士の衝突や接近が起こる確率が格段に高くなります。

また、いくつかの青色はぐれ星が非常に高速で自転していることが観測されています。例えば、球状星団きょしちょう座47には、太陽の75倍もの速度で自転する星が見つかっています。これは、二つの星が衝突して融合した際に、それぞれの自転や公転の角運動量が合わさることで、生まれた星が高速回転するという予測とよく一致します。融合した星の内部構造を調べるために脈動（星の振動）を観測する方法もありますが、青色はぐれ星の脈動は非常に微弱で、かつ密集した星団内で個々の星の動きを捉えるのが難しいため、観測は容易ではありません。

質量移動

二つ目のシナリオは、連星系を構成する二つの星の間で質量が移動するというものです。連星のうち、質量の大きい方の星はより速く進化します。進化が進んだ星は膨張し、やがて「ロッシュ・ローブ」と呼ばれる重力が支配的な領域から物質が溢れ出し、伴星である質量の小さい方の星へと流れ込みます。質量を受け取った星は質量が増大し、本来の進化経路から外れてより明るく、青い星となります。このメカニズムを支持する証拠としては、光球に炭素や酸素といった元素の割合が少ない青色はぐれ星が発見されていることが挙げられます。これは、進化が進んだ伴星から核融合生成物であるヘリウムなどが表面に出ていない外層の物質が供給されたためと考えられます。また、宇宙望遠鏡ケプラーによる観測で、一部の青色はぐれ星の周りに低質量の白色矮星（質量を供給した側の星が進化の果てに到達した姿）が発見されたことも、質量移動説の強力な証拠となっています。

複数のメカニズムの可能性

現在では、これらの連星における相互作用、すなわち融合と質量移動の両方が、青色はぐれ星を形成する主要なメカニズムであると考えられています。さらに、同じ星団内であっても、中心部の密度の高い領域では星同士の衝突による融合が、外側の領域では連星間の質量移動が、それぞれ青色はぐれ星形成に貢献しているという可能性も示唆されています。

「はぐれ星」の仲間たち

青色はぐれ星以外にも、星団のHR図上で予想外の位置に見られる星が存在します。例えば、「黄色はぐれ星」や「赤色はぐれ星」は、青色はぐれ星ほど青くはありませんが、星団の「折れ曲がり点」と赤色巨星分岐の間、準巨星分岐よりも明るい位置に観測されます。これらの星は、かつて青色はぐれ星であったものが、さらなる進化段階に進んだ姿ではないかと考えられています。

このように、青色はぐれ星は、星団という特殊な環境下で起こる恒星間の相互作用が生み出す、恒星進化の多様性を示す興味深い天体と言えるでしょう。未だ解明されていない点もありますが、観測技術の進歩により、その形成メカニズムの理解は深まっています。

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