Quasi-star

クエーサー・スター (Quasi-star)

クエーサー・スター、あるいはブラックホール・スターとも呼ばれるこの天体は、宇宙が誕生して間もない非常に初期の時代に存在した可能性が示唆されている、あくまで仮説上の天体です。現代の宇宙に遍く存在する恒星が、その中心部で起こる核融合反応をエネルギー源として輝いているのとは異なり、クエーサー・スターは、その中心に潜むブラックホールへと周囲の物質が降り積もる（降着する）際に解放される膨大なエネルギーによって明るく輝いていたと考えられています。

形成と性質

クエーサー・スターがどのようにして誕生したのかについては、いくつかのシナリオが提唱されています。その一つは、誕生したばかりの巨大な原始星が進化し、その中心核が自身の重力に耐えきれずにブラックホールへと崩壊した際に発生するとする説です。このとき、現代の超新星爆発のように星の外層が一気に吹き飛ばされたり、ブラックホールに即座に吸い込まれたりするのではなく、外層の物質がゆっくりと中心のブラックホールへと落ち込み続けることで、そのエネルギーを吸収し続ける状態が続いた場合にクエーサー・スターが形成されると考えられています。この状態を維持するためには、元の原始星が少なくとも太陽質量の1,000倍（1,000 M☉）という、非常に大きな質量を持っていなければならないとされています。

また別の可能性として、宇宙初期に存在した暗黒物質の密度の高い領域が、その強力な重力によって周囲の原始ガスを大量に引き寄せ、太陽質量の数万倍にも達する超大質量星が形成され、それがクエーサー・スターへと進化したという説も存在します。このような特異な天体の誕生は、宇宙がまだ若く、ビッグバンによって生成された水素とヘリウムが、それ以降の超新星爆発などで作られる重い元素（金属）にほとんど汚染されていない、「種族III」と呼ばれる初期の星が優勢だった時代にのみ起こり得たと考えられています。そのため、クエーサー・スターは種族IIIの星であった可能性も指摘されています。その大きさは、現在知られている最も大きな恒星とされるおおいぬ座VY星やStephenson 2-18をも凌駕すると予測されています。

クエーサー・スターの中心にブラックホールが形成されると、周囲の豊かなガスは強力な重力に引かれてブラックホールへと向かいます。この物質がブラックホールに落ち込む際に解放される放射エネルギーは非常に強く、この内側から外側への圧力と、天体自身の重力が釣り合うことで、現代の恒星と同様に静力学的な平衡状態が保たれていたと考えられています。

特徴と終焉

クエーサー・スターの寿命は、宇宙のスケールから見れば比較的短く、およそ700万年程度だったと推定されています。この短い期間に、中心のブラックホールは周囲の物質を大量に吸収し続け、その質量を太陽質量の約1,000倍から10,000倍（1,000 - 10,000 M☉）へと成長させたと見られています。このような質量を持つブラックホールは中間質量ブラックホール（IMBH）と呼ばれ、現在の宇宙に存在する銀河中心の超大質量ブラックホール（SMBH）の「種」となった可能性があるとも議論されています。

クエーサー・スターの表面温度は非常に高く、10,000 ケルビン（K）を超えていたと推測されています。また、その推定される半径は太陽の約14,374倍、具体的な距離に換算すると約100億キロメートル（約66.85天文単位）にも及びます。この巨大さと高温から放たれる光は、小さな銀河全体に匹敵するほどの明るさだったと計算されており、宇宙初期の非常に明るい光源であったと考えられています。

クエーサー・スターは、中心への物質降着が進むにつれて徐々に冷えていくと考えられています。表面温度が下がると、やがて外層のガスは放射に対して透明になり、さらに冷却が進みます。そして、クエーサー・スターがその形状を維持できる限界温度とされる約4,000 Kに達すると、静力学的な平衡状態が崩壊し、天体は急速に収縮・消滅するとされています。この最期の過程を経て、かつて巨大な天体の中心に潜んでいた中間質量ブラックホールが、周囲に何も残さず宇宙空間に取り残されることになると考えられています。

研究における意義

クエーサー・スターは、現在の宇宙では直接観測されていない仮説上の天体ですが、その存在が証明されれば、宇宙の黎明期における大質量天体の形成メカニズムや、現代宇宙論の大きな謎の一つである超大質量ブラックホールの起源を探る上で、極めて重要な手がかりとなるでしょう。宇宙初期の極端な環境下でのみ発生し得た、短くも壮大な生涯を送った天体として、その研究は続けられています。

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