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赤色矮星

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赤色矮星 [1] （せきしょくわいせい、 英 : red dwarf [1] ）とは、 主系列星 （ 矮星 ）の中で特に小さく低?な 恒星 のグル?プである。主に スペクトル型 がM型の主系列星を指すが、低?の K型主系列星 の一部を含めることもある。表面が低?で赤色にみえるため、この名がある。

赤色矮星は、少なくとも 太陽 の近傍においては 銀河系 の恒星の中で最も一般的なタイプの恒星である。しかし 光度 が小さいため、個?の赤色矮星を?測するのは容易ではない。 地球 からは、?義の赤色矮星に該?する恒星で肉眼で見ることができるものはない [2] 。太陽に最も近い恒星である プロキシマ?ケンタウリ は赤色矮星であり、 太陽系に近い恒星 60個のうち50個が赤色矮星である。ある推定によると、赤色矮星は銀河系?の恒星のうち4分の3を占める [3] 。

太陽に近い最も低?な赤色矮星の表面?度は 2000 K 程度であり、最も小さいものは半?が太陽の 9% 程度、質量は太陽の 7.5% 程度である。これらの赤色矮星のスペクトル型は L0 から L2 となる。非常に重い 褐色矮星 のうち 金?量 が低い天?は 3600 K 程度の有??度を持ちスペクトル型が晩期M型であるため、赤色矮星と褐色矮星はスペクトル分類上はある程度の重複がある。

「赤色矮星」という用語の定義と用法は、より高?で重い側の天?をどこまで含むかによって?化する。定義のうちの一つは「M型矮星」（M型主系列星）と同義であり、この場合は有??度の最大値は 3900 K、質量は最大で0.6 太陽質量 である。別の定義ではM型主系列星の全てとK型主系列星の全てを含み、この場合?度は最高で 5200 K、質量は最大で0.8太陽質量となる。また別の定義では、全てのM型主系列星とK型主系列星の一部を含む。最も低?で低質量のM型矮星の大部分は褐色矮星であり?際には恒星ではないと考えられるため、これらは赤色矮星の定義からは除かれる。

恒星の?部構造の理論モデルによると、太陽質量の0.35倍より?い赤色矮星は?部全?が ?流層 になる全?流を起こす [4] 。 水素 の熱核融合によって生成される ヘリウム が全?流によって恒星全?に均等に再分配されるため、 中心核 にヘリウムが蓄積するのが阻害され、核融合を起こすことができる期間が長くなる。そのため低質量の赤色矮星は非常にゆっくりと進化し、核融合の燃料が枯?するまで、?兆年にわたって一定の光度とスペクトル型を維持する。赤色矮星の?命に比べて現在の 宇宙の年? は比較的短いため、主系列段階より先の段階に進化した赤色矮星は存在しない。

?要 [ 編集 ]

赤色矮星の想像?

主系列星 は、 質量 が小さいものほど以下の特?を?く示すようになる。

  • 直?が小さい
  • 表面?度が低く、放つ光が赤みを?びる（ ?? を?照）
  • 明るさが暗い
  • 恒星としての?命が長い

赤色矮星は主系列星の中でも特に質量が小さく、これらの特?が?著である。また、赤色矮星は活?な フレア 活動を示す傾向があり、 閃光星 と呼ばれる ?光星 に分類されるものが多い。

赤色矮星のサイズや明るさは??である。太陽系に最も近い恒星の プロキシマ?ケンタウリ は、質量?半?がともに太陽の7分の1程度、可視光での明るさは1万8000分の1に過ぎないが、最大級の赤色矮星である ラランド21185 は、質量?半?ともに太陽の半分弱、明るさは180分の1に達する。

最小の赤色矮星の質量は 太陽質量 の 8% 程度である。これより質量の小さい天?は、中心部の?度が上がらず、 ?水素 の 核融合反? を起こせない。このような天?は、恒星ではなく 褐色矮星 に分類される。一方、最大の赤色矮星の質量は太陽質量の46%程度と考えられ、これより質量の大きい恒星は終末期に膨張して 赤色巨星 へと?化することが予想されている。

赤色矮星は宇宙で最もありふれた 恒星 でもある。個?ベ?スで見ると、太陽近傍にある恒星と 白色矮星 のうちM型の赤色矮星が6割を占め、白色矮星を除くとその割合は8割弱に達する [5] 。

定義 [ 編集 ]

太陽から4.2光年と最も近い位置にある赤色矮星 プロキシマ?ケンタウリ

「赤色矮星」という用語には?密な定義は存在しない。この用語の最も初期の使用例は1915年であり、?に高?な「?い」矮星と「赤い」矮星とを?比するために使用された [6] 。この用語の使用は確立されていったものの、その定義は曖昧なままであった [7] 。どのスペクトル型の恒星が赤色矮星に分類されるかについては、?究者により??な範?が決められている。例えばスペクトル型が K8 から M5 までとするもの [8] 、あるいは K5 より晩期のものとするものなどである [9] 。その他には dM と略される "Dwarf M star" という呼?も用いられたが、この分類にはしばしばスペクトル型が K の恒星も含まれた [10] 。

現在の用例においても、赤色矮星の定義は依然として?れがある。明示的に定義される場合、典型的には晩期K型星と早期から中期M型星を含むが [11] 、多くの場合?にM型星のみに限定される [12] [13] 。また、全てのK型星が赤色矮星に含まれる場合や [14] 、さらに早期型の恒星が含まれる場合もある [15] 。

最近のサ?ベイ?測では、非常に低?だが?際に主系列星である天?に?して、L2 や L3 のスペクトル型が?えられている。同時に、M6 や M7 程度よりも低?な多くの天?は 褐色矮星 であり、水素の核融合反?を維持できるだけの十分な質量を持っていない [16] 。そのため、赤色矮星と褐色矮星のスペクトル型には大きな重複があることになる。このスペクトル型の範??にある天?は分類分けを行うのが難しい。

特? [ 編集 ]

赤色矮星は非常に低質量の恒星である [17] 。そのため中心部は比較的低?で、核融合の速度は?く、そのため?度も低い。 エネルギ? は、 陽子-陽子連鎖反? によって 水素 から ヘリウム が合成される 核融合反? の過程で生成される。したがって赤色矮星が放射する光は非常に弱く、しばしば太陽の1万分の1程度の明るさになる。しかし生み出すエネルギ?の量は 10 22 W (10兆ギガワット) に達する。最も大きな赤色矮星、例えば HD 179930 や HIP 12961 、 けんびきょう座AX星 であっても、その 光度 は 太陽光度 のわずか 10% に過ぎない [18] [注 1] 。

一般に、質量が太陽の0.35倍より?い赤色矮星では、核から表面へのエネルギ?輸送は ?流 によって行われる。赤色矮星?部は?度に比べて密度が高く、?部の 不透明度 （ 英語版 ） のため?流が?生する。その結果として 放射 によるエネルギ?輸送は減少し、その代わりに?流が恒星の表面へエネルギ?を輸送する主要な形態となる。0.35太陽質量より重い恒星では、核の周?に?流が?生しない領域を持つ [19] 。

赤色矮星の主系列段階の?命の理論予測 [20] 。?軸は恒星の質量で?位は 太陽質量 、?軸は兆年。

低質量の赤色矮星は?部全?が?流する全?流であるため核に ヘリウム が蓄積せず、太陽のような大きな恒星と比較して 主系列 を離れる前に自身が持つ水素のより多くの割合を核融合で消費することができる。その結果として、赤色矮星の推定?命は現在の宇宙の年?よりも?かに長く、0.8太陽質量より?い恒星で主系列段階を終えるほどの時間が?過したものは無い。質量の?い赤色矮星ほど?命は長くなる。太陽の主系列星としての?命は100億年と予測されているが、赤色矮星の?命は太陽質量との比の3?から4?に?じて長くなると考えられている。したがって、太陽質量の0.1倍の質量を持つ赤色矮星の場合は、10兆年にわたって核融合を??すると考えられる [17] [21] 。赤色矮星中の一定の割合の水素が消費されると、核での核融合の速度が低下し、核が?縮を始める。サイズが減少することによって重力エネルギ?が解放されて熱へと?換され、その熱は?流によって恒星?部を輸送される [22] 。

M型主系列星の典型的な特? [23]
スペクトル
分類 		質量
( M ☉ ) 		半?
( R ☉ ) 		光度
( L ☉ ) 		T eff
( K )
M0V 60% 62% 7.2% 3,800
M1V 49% 49% 3.5% 3,600
M2V 44% 44% 2.3% 3,400
M3V 36% 39% 1.5% 3,250
M4V 20% 26% 0.55% 3,100
M5V 14% 20% 0.22% 2,800
M6V 10% 15% 0.09% 2,600
M7V 9% 12% 0.05% 2,500
M8V 8% 11% 0.03% 2,400
M9V 7.5% 8% 0.015% 2,300

?値シミュレ?ションによると、赤色矮星のうち 赤色巨星 に進化するための最小質量は太陽の0.25倍である。これより?い天?は年老いるにつれて表面?度と光度が上昇して ?色矮星 へと進化し、最終的に 白色矮星 になる [20] 。恒星の質量が小さいほど、この進化のプロセスには時間がかかる。0.16太陽質量の赤色矮星 (近傍の バ?ナ?ド星 の質量に近い) の場合、主系列の段階に25兆年留まり、その後50億年?色矮星の段階が?く。?色矮星の段階では光度は 太陽光度 の3分の1、表面?度は 6500?8500 K になると考えられる [20] 。

より重い恒星が進化して主系列を離れてからも赤色矮星やその他の低質量星は主系列に留まり?けるという事?から、 星? ?で?に主系列を離れた恒星の質量を元にしてその星?の年?を推定することができる。この手法から 宇宙 の年?の下限値が?えられるほか、 銀河ハロ? や 銀河円盤 などのような 銀河系 ?の構造の形成時間スケ?ルの下限値を推定することができる。

?測されている全ての赤色矮星は「 金? 」を含んでいる。ここで言う金?とは 天文? における金?であり、水素とヘリウムより重い元素を指す。 ビッグバン 理論によると、第一世代の恒星は水素とヘリウム、そして微量の リチウム のみからなり、したがって低金?量であると予想される。赤色矮星は極めて?命が長いため、初代星 ( 種族III の恒星) として宇宙初期に誕生した赤色矮星は現在でも存在しているはずである。しかし、金?量が低い赤色矮星は希少である。現在受け入れられている宇宙の化?進化モデルでは、宇宙初期の金?が欠乏した環境では巨大な恒星のみが形成されると考えられているため、金?量が低い矮星は?が少なかったと予想されている。巨大な恒星が 超新星 爆?を起こしてその短い生涯を終えると、より小さい恒星を形成するために必要な重元素を周?に放出する。このため、宇宙が年老いて金?が?加するにつれて、?い恒星がより一般的な存在になっていく。このような理由で、宇宙初期に形成された年老いた低金?量の赤色矮星は基本的に?が少ない [24] [25] 。同?のことは K型主系列星 や G型主系列星 でも知られている [25] 。

?い赤色矮星と最も重い褐色矮星の境界となる質量は、金?量に?く依存する。太陽と同じ金?量の場合、境界は0.07太陽質量程度であるが、金?量がゼロの環境では0.09太陽質量程度となる。太陽金?量では最も?い赤色矮星は理論的には 1700 K 程度の?度になるが、太陽の近傍にある赤色矮星の?度の測定からは、最も低?なものはおよそ 2075 K でスペクトル分類は L2 であることが示唆されている。理論的な予測では、金?量がゼロである最も低?な赤色矮星の?度はおよそ 3600 K となる。最も?い赤色矮星の半?はおよそ0.09太陽半?だが、より重い赤色矮星とより?い褐色矮星はどちらもそれより大きな半?を持つ [16] [26] 。

スペクトル標準星 [ 編集 ]

グリ?ゼ623 （ 英語版 ） は2つの赤色矮星からなる連星であり、左がグリ?ゼ623A、中央右の暗い天?がグリ?ゼ623Bである。

M型星に?するスペクトル標準は年?わずかに?化しているが、1990年代前半以降はある程度固定されている。これは、赤色矮星は近傍にあるものでさえ非常に暗く、中期から晩期M型星の?究は天文?の?測技術が ??乾板 から CCD 、そして 赤外線 に敏感なアレイへと進?した過去?十年でようやく進展したという事?が部分的な要因である。

ハロルド?レスタ??ジョンソン と ウィリアム?ウィルソン?モ?ガン による1953年の改定されたスペクトル分類では、M型のスペクトル標準星としてリストアップされていたのは HD 147379 (M0V) と ラランド21185 (M2V) の2つのみであった [27] 。HD 147379 は後の分類では標準星とみなされなかったが、ラランド21185は依然として M2V の主要な標準星である。MK分類において "anchor standard" として?げられた赤色矮星は存在しないが [28] 、ラランド21185は多くの分類において M2V の標準星として生き延びた [27] [29] [30] 。

1973年のモ?ガンとキ?ナンによるMK分類の再?討においては、赤色矮星のスペクトル標準星は含まれていなかった [31] 。1976年にキ?ナンと McNeil によって [32] 、さらに P. C. Boeshaar によって赤色矮星の標準星が?表されたが [33] 、?念ながら標準星についての合意はほとんど得られなかった。1980年代以降により低?な恒星が同定されたため、赤色矮星のスペクトル標準星を全面的に見直す必要性が明確となった。1991年に スチュワ?ド天文台 の?究グル?プは、主に Boeshaar の標準星に基づき K5V から M9V までのスペクトル分類の標準星を?えた [30] 。これらのM型主系列星の大部分が、現在も標準星として生き?っている。1991年以降は赤色矮星のスペクトル分類方法にはほとんど?化はなく、いくらかの標準星の追加などが行われている [34] [35] 。M型主系列星の主要なスペクトル標準星には、GJ 270 (M0V)、 グリ?ゼ229 A (M1V)、 ラランド21185 (M2V)、 グリ?ゼ581 (M3V)、 グリ?ゼ402 （ 英語版 ） (M4V)、GJ 51 (M5V)、 ウォルフ359 (M6V)、へびつかい座V1054星C (M7V)、 VB 10 (M8V)、 LHS 2924 (M9 V) がある。

惑星系 [ 編集 ]

赤色矮星の想像?。赤色矮星は太陽近傍や宇宙で最も一般的なタイプの恒星である。赤色矮星という名?ではあるものの、この表面?度の天?は接近してみるとオレンジ色に見える。

多くの赤色矮星の周りに 太陽系外惑星 が?見されているが、大きな 木星 サイズの惑星は比較的希少である。多?な恒星の周りでの 視線速度法 による系外惑星探査では、太陽質量の2倍の恒星は6個に1個が木星サイズの惑星を最低1個持つのに?し、太陽に類似した恒星では16個に1個、赤色矮星では50個に1個とわずかである。その一方で 重力マイクロレンズ による系外惑星探査では、赤色矮星3個に1個の割合で 海王星 質量の長周期の惑星が存在することが示唆されている [36] 。また HARPS を用いた?測では、赤色矮星の 40% が、液?の 水 が惑星表面に存在可能な領域である ハビタブルゾ?ン ?に ス?パ?ア?ス 級の惑星を持つことが示唆されている [37] [38] 。低質量星周りでの惑星形成のコンピュ?タシミュレ?ションでは地球サイズの惑星が最も多く形成されることが予測されているが、シミュレ?ション中で形成された惑星の 90% 以上は質量にして少なくとも 10% の水を含むため、赤色矮星を公?する多くの地球サイズの惑星は深い海に覆われていることが予想される [39] 。

グリ?ゼ581 の周?には、2005年から2010年にかけて少なくとも4つ、最大で6つの系外惑星の?見が報告された。そのうち一つは 海王星 程度の質量、もしくは16 地球質量 を持つ。この惑星は主星からわずか600万 キロメ?トル の距離 (0.04 au ) を公?しており、主星が暗いにもかかわらずその表面?度は150 ℃ になると推定されている。ただしグリ?ゼ581の周りに?見が報告されていた惑星のうちいくつかは、後に存在を否定する?測結果が報告されている。2006年には、5.5地球質量とさらに小さい系外惑星が、赤色矮星 OGLE-2005-BLG-390L の周?に?見された。この惑星は主星から 3億9000万キロメ?トル (2.6 au) の距離を公?しており、表面?度はおよそ -220℃ (53 K) と推定されている。

2006年に 銀河系バルジ を?象に行われた太陽系外惑星の探査 ( SWEEPS ) では、太陽の4割の質量を持つ赤色矮星とみられる恒星の周りに、公?周期10時間の惑星の候補天?が見つかっている。この?測で?見された合計5つの周期1日以下の惑星候補はいずれも太陽より小さく暗い星を公?していた。このことから、赤色矮星のように質量が小さい恒星では超短周期の惑星が形成されやすいことが示唆されている [40] 。

2017年2月23日、 NASA は みずがめ座 の方向のおよそ39 光年 の距離にある赤色矮星 TRAPPIST-1 を公?する7つの地球サイズの惑星の?見を公表した。これらの惑星はトランジット法を用いて?見されたため、この惑星の質量を半?に?する情報が得られることとなる。7個の惑星のうち TRAPPIST-1e 、 f と g はハビタブルゾ?ン?にあるため、表面に液?の水を持つ可能性がある [41] 。

居住可能性 [ 編集 ]

詳細は「 赤色矮星系の居住可能性 」を?照
赤色矮星周りのハビタブルゾ?ン?を公?する、2つの 太陽系外衛星 を持つ惑星の想像?

赤色矮星系における 惑星の居住可能性 に?しては議論がある。赤色矮星は非常に多く存在し?命も長いものの、その周?にある惑星では生命の存在を困難にしうるいくつかの要因がある。まず、赤色矮星の周?のハビタブルゾ?ンは恒星に非常に近い位置にあるため、その中を公?する惑星は自?と公?が 潮汐固定 されている可能性が高いという点である。このような惑星は、半分が永?的に?間、もう半分は永久に夜となっている。そのため惑星の半分ともう半分の間に大きな?度差が生じる。このような環境では、地球上の生命と似た形態の生命が?達するのが困難になる可能性がある。さらにこのような潮汐固定された惑星の大?にも大きな問題が生じる。永久に夜となっている領域は大?の主要な??成分が凍結するのに十分なほど低?になり、?の領域はむき出しで乾燥した環境となる可能性がある。その一方で最近の理論では、分厚い大?や海洋によってそのような惑星でも熱を循環させることが可能であると提唱されている [42] [43] 。

恒星のエネルギ?放出の?動性も、生命の?達には負の影響を及ぼす可能性がある。赤色矮星はしばしば 閃光星 であり、このような恒星は巨大な フレア を起こし?分のうちに明るさが倍?する。この?動性も、赤色矮星の近くでの生命の?達と存?を難しいものにしうる [44] 。赤色矮星に近い位置を公?する惑星は、恒星がフレアを起こしたとしてもその大?を維持することが可能であるかもしれない [45] 。また、?いフレアは大?に厚い オゾン層 をもたらし、生命に?するフレアの影響を減少させるという考え方もある [46] 。しかしより最近の?究では、これらの恒星は恒常的な高エネルギ?のフレアと非常に巨大な磁場の源であり、地球のような生命が存在する可能性が低いことが示唆されている。このような性質は調査された恒星に特有のものなのか、あるいは赤色矮星全?に共通する特?なのかは分かっていない [47] [48] 。

赤色矮星を回っている惑星で進化した植物は、フレアから身を護る機能を?達させるとともに、光を?率的に吸?するために地球の植物とは違う色合いになり、場合によっては?く見えるだろうという?究が?表されている [49] 。

脚注 [ 編集 ]

[ 脚注の使い方 ]

注? [ 編集 ]

  1. ^ この光度とは天?が放射する電磁波を全ての波長で積分した値であり、 等級 で表される可視光での明るさの比較とは異なる。

出典 [ 編集 ]

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