初期のスター：若い兄貴？それとも「マジックスター」のもう半分でしょうか?

制作：中国科学普及協会

著者: 郭 延軍 (中国科学院雲南省天文台)

プロデューサー: 中国科学博覧会

古代人は、絶えず明滅し、明るくも暗くも光る星を「悪魔の星」と呼んでいました。イギリスの聾唖の少年グッドリックが長期にわたる観察を通じてその秘密を発見するまで、その秘密は知られていなかった。

これは、一方が明るく、もう一方が暗い、互いに寄りかかっている一対の「二重星」であることが判明しました。暗い星が「悪魔の星」を遮ると、同時に「悪魔の星」の光の一部も遮られるため、地球上の人間は「悪魔の星」が暗くなったと観測します。逆に、暗い星が「悪魔の星」に遮られると、より明るい「悪魔の星」が見えるようになります。

実際、「悪魔の星」は宇宙において孤立した事例ではなく、特に初期型の星では一般的な現象です。初期型の星のほとんどは連星系に属します。

図1 連星の回転の模式図

（画像出典：スペース）

「早期型星」とは何ですか?

少年が見る星の光は遠い物語を語ります。星の光学スペクトルには、遠方の天体に関する豊富な物理的情報が含まれており、天体の「指紋」や「DNA」とも言えます。化学物質が燃焼すると、物質内のさまざまな要素が独特のスペクトルと色を示します。したがって、天文学者は天体のスペクトルから元素組成を得ることができ、さらに分析することで、星の質量、磁場、回転、表面重力、運動条件さえも得ることができます。

星はそれぞれ異なる実効温度を持ち、したがって色も異なります。星の有効温度が高いほど、その色は青くなり、逆もまた同様です。天文学者は、スペクトルの構成と有効温度の高い順から低い順に従って、恒星のスペクトルを O、B、A、F、G、K、M、R、N、S のタイプに分類します。 O 型、B 型、A 型などの高温の星は通常「早期型星」と呼ばれ、K 型、M 型などの低温の星は「晩期型星」と呼ばれます。残りは「中間星」と呼ばれます。

図2 OB型早期型星の模式図

(画像出典: Wikipedia)

当初は温度が星形成の順序を暗示していると考えられていたため、このように名付けられましたが、後に早期型星と晩期型星は星の初期形成や後期形成を表すものではないことが発見されました。しかし、星にも誕生、成熟、老化、そして死のプロセスがあり、このプロセスには数百万年、あるいは 100 億年以上かかることもよくあります。

星の質量はその物理的特性と関係があり、その寿命と進化のプロセスを決定します。質量の大きい星は質量の小さい星よりも速く進化します。したがって、同じ年齢の星の場合、早期型の星は主系列を離れて「黄昏期」に入っている可能性がありますが、中期から後期型の星はまだ主系列にあり、「全盛期」にあります。

早期型星はなぜそれほど重要なのでしょうか?

ここで皆さんにちょっとした知識を追加したいと思います。コンパクト天体とは、白色矮星、中性子星、ブラックホールなど、体積が小さく密度が高い天体のことです。宇宙にある 2 つの高密度の天体が互いの周りを回ると、肉眼では見えない重力波が発生します。

（写真提供：Veer Gallery）

初期型の恒星から構成される連星系は、最終的には連星中性子星、ブラックホール中性子星、連星ブラックホールなどの重力波源に進化する可能性があります。したがって、大質量連星の統計的特性は、大質量星の形成を追跡し、連星の集団の特性を制限するために非常に重要です。

ブラックホール

（写真提供：Veer Gallery）

ラモスト：問題ありません。手伝いますよ。

現在、早期型連星の観測サンプルのほとんどは異なる観測から得られたものであり、一貫した観測サンプルが不足しているため、早期型連星の統計的特性に関する研究結果に大きな偏差が生じています。 LAMOST はこの問題の解決に貴重な助けを提供します。

LAMOST は「Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope」の略で、「Guo Shoujing Telescope」とも呼ばれます。これは、中国科学院国立天文台によって開発された、広い視野、大口径、最高のスペクトル取得率を備えた独自の革新的な望遠鏡です。大量の光学スペクトルを取得できるため、初期型星の研究に貴重な機会を提供します。

中国科学院雲南天文台の郭延軍博士と共同研究者は、LAMOST DR8で6回以上のスペクトル観測を行った886個の早期型星のサンプルを、実効温度、金属量、予測される自転速度に応じて分類し、モンテカルロシミュレーション法を使用して観測データの包括的な補正を実施しました。

LAMOSTと銀河

（画像提供：国立天文台）

郭延軍博士と彼の協力者は、この早期型星のサンプルにおける固有連星の割合は、温度の低下と金属量の減少に伴って減少することを発見しました。大質量のO/B型星の連星の割合は76%に達する可能性がありますが、比較的小型のB/A型星の連星の割合は約48%です。太陽と同程度の金属量（[M/H]>-0.1）を持つ早期型星の連星の割合は72%であるのに対し、金属量の少ない早期型星の連星の割合（[M/H]<-0.5）は44%である。

この時点で読者はこう尋ねるかもしれません。「連星比とは何ですか?」実際、連星比は、宇宙におけるブラックホールや中性子星の連星の数と空間分布を決定する重要な要素です。観測によって与えられた連星比は、理論的な固有連星比の下限として使用でき、理論的な連星モデルを制限することができます。同時に、この結果は連星集団の合成のための入力パラメータとして使用でき、コンパクトな連星の形成と進化を理解するのに役立ちます。

編集者：孫晨宇