水素不足の星

ポストAGB水素欠乏星の約25％は、ヘルツシュプルング・ラッセル図上でポストAGB領域とAGB領域の間を時間の経過とともに移動する再生段階を経験します。^{[ 1 ]}

水素欠乏星とは、大気中に水素がほとんど、あるいは全く存在しないタイプの星です。 ^{[ 2 ]} 水素は通常、恒星の大気中に最も多く含まれる元素であるため、恒星において水素欠乏状態が起こることは稀です。稀ではありますが、水素欠乏状態を示す恒星の種類は様々です。

観察履歴

水素欠乏星は、その水素欠乏が発見される以前から注目されていました。1797年、エドワード・ピゴットは、かんむり座R星（R CrB）の恒星の等級に大きな変化があることに気付きました。^{[ 2 ] [ 3 ]} 1867年、シャルル・ウルフとジョルジュ・ライエは、ウォルフ・ライエ星に異常な輝線構造を発見しました。

恒星の水素欠乏は1891年にウィリアミナ・フレミングによって初めて発見され、^{[ 2 ]}彼女は「 υ Sgrのスペクトルは水素の線が非常に弱く、追加の暗線と同じ強度であるため注目に値する」と述べました。^{[ 4 ]} 1906年、ハンス・ルーデンドルフはR CrBにはHγバルマーのスペクトル線が存在しないことを発見しました。^{[ 2 ] [ 5 ]}

当時は、すべての恒星大気には水素が含まれていると広く信じられていたため、これらの観測結果は無視されました。1935年から1940年にかけて定量的なスペクトル測定が可能になって初めて、天文学者たちはR CrBやυ Sgrなどの恒星が水素欠乏星であることを受け入れ始めました。^{[ 2 ]} 1970年時点では、これらの恒星は比較的少数しか知られていませんでした。その後の大規模な恒星探査により、既知の水素欠乏星の数と種類は大幅に増加しました。2008年現在、約2,000個の水素欠乏星が知られています。^{[ 2 ]}

分類

水素欠乏星は比較的稀であるにもかかわらず、様々な種類が存在します。これらは、大質量星または上部主系列星、低質量超巨星、高温亜矮星、惑星状星雲の中心星、白色矮星の5つの一般的なクラスに分類できます。^{[ 2 ]}炭素含有量に基づく分類法など、他の分類法も存在します。^{[ 6 ]}

巨大な星々

ウォルフ・ライエ星は、ヘリウムなどの電離原子に由来する連続スペクトルの明るい帯を示します。多少の議論はありましたが、これらは1980年代に水素欠乏星として受け入れられました。^{[ 2 ]}オリオン座σ星Eなどのヘリウム過剰B型星は、化学的に異常なスペクトルを持つB型またはOB型主系列星で、強い中性ヘリウム線を示します。いて座υ星などの水素欠乏連星は、金属スペクトル上にヘリウム線があり、銀河中心を周回する種族Iの星に起因すると考えられる大きな視線速度を示します。Ib型およびIc型超新星は水素の吸収線を示さず、超新星コアの崩壊によって水素の外層を失った星と関連しています。

低質量超巨星

このタイプの水素欠乏星は、恒星進化の後期に発生します。R CrB 星は水素が不足し、炭素が豊富な星で、光度の変化が顕著で、数日間で 5 等級暗くなり、その後回復することがあります。^{[ 2 ]}これらの減光現象は、例外的な化学組成ではなく、恒星表面のダイナミクスによって発生する可能性が高いです。極端ヘリウム星は水素の放出線や吸収線を示さない代わりに、強い中性ヘリウム線と強い CII 線および NII 線を示します。 生まれ変わった星は、ヘルツシュプルング・ラッセル図のAGB 後領域と AGB 後領域の間を数年かけて移動する星です。^{[ 1 ]}たとえば、桜井の天体(V4334 Sgr) は、1994 年に暗い青い星から 1996 年に黄色超巨星に進化しました。^{[ 2 ]}この移動のメカニズムとして提案されているのは、最終ヘリウムフラッシュシナリオです。^{[ 6 ]}

高温準矮星

He-sdBは、通常よりも幅広いH、HeI、HeII線を持つBクラスのスペクトルを持つ準矮星です。1991年に発見されたJL 87は、初めて報告されたHe-sdB星でした。 ^{[ 2 ] [ 7 ]}それ以来、このクラスの星は、水素とヘリウムの比率が幅広いことが示されています。コンパクトなHe-sdO星はOクラスのスペクトルを持ち、通常は窒素に富んでいますが、炭素に富んでいる場合とそうでない場合があります。低重力のHe-sdO星は、コンパクトな同族星と重なりますが、表面重力は低くなります。R CrB星と極端ヘリウム星は、白色矮星に進化した場合、低重力のHe-sdO星と似たものになると考えられています。^{[ 2 ]}

惑星状星雲の中心星

惑星状星雲の中心星は、典型的には高温でコンパクトである。WC星は、HeI、HeII、CII-CIV、NII、NIIIイオンの幅広い輝線を持つ、種族Iの質量の大きい星である。^{[ 2 ]}表面温度は14,000Kから270,000Kである。Of -WR(C)星は強い炭素輝線を持ち、星雲内部では水素が不足している。O (He)星は、HeIIの吸収を特徴とするが、CIV、NV、OVIの輝線を持つ。PG1159星（O(C)星とも呼ばれる）は、炭素吸収線スペクトルが支配的である。複雑な脈動を示すことで知られ、最も高温の恒星の一つとして知られている。^{[ 2 ]}

白色矮星

最初の水素欠乏白色矮星は、1947年にミルトン・ヒューメイソンとフリッツ・ツヴィッキーによって、そして1952年にウィレム・ルイテンによって発見されました。 ^{[ 2 ]}これらの星には水素線は見られませんでしたが、非常に強いHeI吸収線がありました。HZ 43はそのような星の一つで、初期の紫外線観測では100,000Kを超える温度が示されましたが、近年の遠紫外線観測では有効温度が50,400Kであることが示されています。^{[ 8 ]} AM CVn星は、軌道サイズが地球半径の数十倍しかない水素欠乏白色矮星の連星です。^{[ 2 ]}

形成と進化

水素欠乏は恒星の進化によって生じます。^{[ 2 ]}恒星の進化の過程では、核融合による水素の消費と爆発による水素層の除去の両方により、大気中の水素が欠乏する可能性があります。

詳細な理論モデルはまだ初期段階にあります。水素欠乏星の進化のモデル化には、単独星アプローチと連星アプローチのいずれかが用いられます。^{[ 6 ]}

例えば、極端ヘリウム星の形成を説明する理論が2つ提唱されている。^{[ 9 ]} ヘリウム最終フラッシュシナリオは、ヘリウムフラッシュが星の外層から水素を消費する役割を果たす単一星アプローチである。二重縮退シナリオは連星アプローチであり、より小さな縮退ヘリウム白色矮星とより大きな炭素酸素白色矮星が互いに非常に接近して周回するため、重力波の損失により最終的に螺旋状に縮退する。ロッシュ限界では、ヘリウムから炭素酸素星への質量移動が起こる。後者はヘリウム殻燃焼を経て超巨星を形成し、水素欠乏星へと進化する。二重縮退シナリオは観測データにより適合する。^{[ 9 ]}

参考文献

1. Kurtz、C. Aerts、J. Christensen-Dalsgaard、DW (2010)。アステ地震学(8 月オンライン版)。ドルドレヒト: スプリンガー。 p.  ３７．ISBN 978-1-4020-5803-5。
2. , C. Simon (2008). Klaus Werner and Thomas Rauch (ed.). Hydrogen-Deficient Stars: An Introduction . Hydrogen-Deficient Stars ASP Conference Series. Vol. 391. サンフランシスコ: Astronomical Society of the Pacific . pp.  3– 16. Bibcode : 2008ASPC..391....3J .
3. ピゴット、E.; エングルフィールド、HC (1797年1月1日). 「二つの恒星の明るさの周期的変化について。エドワード・ピゴット氏著。ヘンリー・C・エングルフィールド卿（FRS）による伝達」ロンドン王立協会哲学紀要. 87 : 133–141 .書誌コード: 1797RSPT...87..133P . doi : 10.1098/rstl.1797.0007 .
4. フレミング、M. (1891)。 「特異なスペクトルを持つ星」。天文学者。126 (11): 165–166。書誌コード: 1891AN....126..165P。土井：10.1002/asna.18911261104。hdl : 2027/mdp.39015066721211。
5. ルーデンドルフ、H. (1906)。「Untersuchungen über die Spektren der Sterne R Colone borealis, 12 Canum venaticorum und 72 Ophiuchi」[恒星のスペクトルの研究] Astronomische Nachrichten (ドイツ語)。173 (1): 1–6。ビブコード: 1906AN....173....1L。土井：10.1002/asna.19061730102。
6. Schonberner, D. (1996). CS Jeffery and U. Heber (ed.).水素欠乏星：序論. 水素欠乏星 太平洋天文学会大会シリーズ. 第96巻. サンフランシスコ: 太平洋天文学会 (ASP). pp.  433– 442. Bibcode : 1996ASPC...96..433S .
7. Schulz, Hartmut; Wegner, Gary; Heber, Ulrich (1991年5月). 「2つのかすかな青い星の性質 - ヘリウムに富むsdBと通常のsdBの発見」. Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 103 : 435. Bibcode : 1991PASP..103..435S . doi : 10.1086/132838 . S2CID 121067152 . 
8. Dupuis, Jean; Vennes, Stéphane; Chayer, Pierre; Hurwitz, Mark; Bowyer, Stuart (1998年6月10日). 「遠紫外線ORFEUS-SPAS II観測に基づく高温DA白色矮星HZ 43の特性」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 500 (1): L45– L49.書誌コード: 1998ApJ...500L..45D . doi : 10.1086/311395 .
9. Pandey, Gajendra; Lambert, David L.; Jeffery, C. Simon; Rao, N. Kameswara (2006年2月10日). 「極端ヘリウム星の紫外線スペクトルの解析とその起源への新たな手がかり」. The Astrophysical Journal . 638 (1): 454– 471. arXiv : astro-ph/0510161 . Bibcode : 2006ApJ...638..454P . doi : 10.1086/498674 . S2CID 119359673 . 

一般的な参考文献

• Jeffery, CS; Heber, U.; Hill, PW; Dreizler, S.; Drilling, JS; Lawson, WA; Leuenhagen, U.; Werner, K. (1996). CS Jeffery と U. Heber (編).水素欠乏星のカタログ. 水素欠乏星 太平洋天文学会大会シリーズ. 第 96 巻. サンフランシスコ: 太平洋天文学会 (ASP). pp.  471– 486. Bibcode : 1996ASPC...96..471J .