ウォルフ・ライエ星

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ウォルフ・ライエ星[1][2]( -せい、WR型星[3]、WR star[3]、Wolf-Rayet star[2][3])は、特殊なスペクトルを持つ青色巨星である。

1867年にフランスのシャルル・ウォルフとジョルジュ・ライエ によって[1]、直視分光器で初めて発見される。ウォルフ・ライエ星のスペクトルは、通常の恒星に見られるような水素などの吸収線は見られず、ヘリウム炭素窒素などの非常に幅の広い輝線が見られるのが特徴である。

性質[編集]

恒星の中心部の水素がすべてヘリウムに変換され、水素殻燃焼とヘリウム燃焼の段階に入ると、主系列から外れて外層の膨張が始まる。

低質量星では膨張につれて表面が低温になるため赤色巨星となるが、40太陽質量を超えるような大質量星では恒星風が強いため、膨張の過程で重力による束縛が振り切られ、水素に富んだ外層が吹き飛ばされ失われてしまう。そのため高温の内部が露出して青色巨星となる[4]。これが、ウォルフ・ライエ星である。吹きとばされたガスが星の周囲に散光星雲として輝いていることもある。

ウォルフ・ライエ星のスペクトルに水素の線が無いという特徴は、水素の外層を失っていることによる。また、ヘリウムや炭素、窒素の幅の広い輝線は、恒星風によって吹き飛ばされている電離したこれらの原子を含むガスから発せられる輝線が、ガスの運動速度が非常に大きいためにドップラー効果によって幅が広がっているものとして説明される。

ウォルフ・ライエ星はスペクトル中の輝線の表れ方により、ヘリウムと窒素の輝線が強い WN型、ヘリウムと炭素の輝線が強いWC型、WC型の特徴に加えて酸素の輝線が強いWO型に細分類される[1]。外層が放出されたことで、CNOサイクルで作られた重元素が観測されるようになったものがWN型、さらに外層が吹き飛ばされてヘリウム燃焼層が直接見られるようになったものが WC型やWO型と考えられている[1]

ウォルフ・ライエ星は恒星の一生の末期の姿であり、他の大質量星と同様にやがて超新星爆発を起こすものと考えられている[4]。ウォルフ・ライエ星は水素の外層を持たないので、この時の超新星の型はスペクトルに水素の吸収線を持たないIb型かIc型と考えられている。

主なウォルフ・ライエ星[編集]

WC型[編集]

WO型[編集]

  • WR 102
  • WR 142
  • LH41-1042

WN型[編集]

出典[編集]

  1. ^ a b c d ウォルフ-ライエ星”. 天文学辞典. 日本天文学会 (2018年10月4日). 2019年3月31日閲覧。
  2. ^ a b 『天文小辞典』地人書館、初版第1刷、28頁。ISBN 4-8052-0464-8。
  3. ^ a b c 『オックスフォード天文学辞典』朝倉書店、初版第1刷、37、250頁。ISBN 4-254-15017-2。
  4. ^ a b 斉尾英行『星の進化』培風社〈New Cosmos Series〉、1992年、77-80頁。

関連項目[編集]