ソ?ン?ジトコフ天? ^[1] （ 英語 : Thorne??ytkow object 、T?O)は、 赤色巨星 か 赤色超巨星 の核に 中性子星 が含まれている??上の 恒星 である。 キップ?ソ?ン と アンナ?ジトコフ によって1977年に提唱された ^[2] 。このような天?の候補はいくつか見つかっているが、確認されたものはない ^[3] 。

形成 [ 編集 ]

ソ?ン?ジトコフ天?は、中性子星が恒星（典型的には 赤色巨星 や 赤色超巨星 ）と衝突して形成される。このような天?衝突は、非常に混?した 星? の中で偶?的に生じる可能性がある。また別の可能性として、 連星 を構成するの片方の恒星が、 超新星 爆?を起こして中性子星になる場合にも起こり得る。超新星爆?は?密な??性を伴って起きるわけではなく、また質量放出で連星系の拘束エネルギ?が?化するため、爆?は連星系の軌道に?化をもたらすことになる。中性子星の新しい軌道は、連星系の片方の恒星と交差することや、またはその恒星が 主系列星 だった場合、赤色巨星に成長した際に?み?まれることがある ^[4] 。

中性子星が赤色巨星の外層に突入すると、中性子星と外層の間に?く 抗力 が連星系の軌道を減衰させ、中性子星と赤色巨星の核は互いの中に落ち?んで行く。最初に離れていた距離に?じて、この過程には、?百年を要する。2つの天?が衝突すると、中性子星と赤色巨星の核は融合する。合計質量が トルマン?オッペンハイマ??ヴォルコフ限界 を超えれば ブラックホ?ル に崩?し、超えなければ2つの恒星は融合して1つの中性子星となる。

性質 [ 編集 ]

中性子星の表面は非常に熱く、?度は10 ⁹ K を超える。この熱の大部分は、降着ガスによる核融合と中性子星の重力によるガスの?縮が由?である ^{[5] [6]} 。この高?のため、通常は起こらないような核過程が起こる。 水素 は、通常の 恒星?元素合成 をするのではなく、融合して異なる 同位? の混合物を作り、また、ソ?ン?ジトコフ天?の?部では、 rp過程 が起こると考える?究者もいる ^[7] 。

ソ?ン?ジトコフ天?は、?測上では、赤色超巨星のように見えるか、あるいは、高?により水素に富んだ表層が吹き飛ばされた場合は 窒素 に富んだ ウォルフ?ライエ星 のように見えると予想されている。

?連項目 [ 編集 ]

• 赤色巨星
• 赤色超巨星
• ウォルフ?ライエ星
• 中性子星

脚注 [ 編集 ]

出典 [ 編集 ]