高輝度赤色新星

高輝度赤色新星^[1]^[2]（こうきどせきしょくしんせい、Luminous red nova、LRN）は、2つの恒星の融合によって生じると考えられている恒星の爆発である。際立った赤色と、赤外線領域で再び明るくなる光度曲線が特徴である。高輝度赤色新星は、白色矮星の表面で起こる通常の新星とは異なる。

発見

過去30年程度の間に、既に高輝度赤色新星の特徴を示す少数の天体が発見されていた。アンドロメダ銀河の赤色星M31 RVは、1988年に突然明るく輝き出し、恐らく高輝度赤色新星になったと考えられている。1994年には銀河系内にあるいて座V4332星、2002年にはいっかくじゅう座V838星が同様に突然輝きだし、詳しく研究された。

最初にはっきりと高輝度赤色新星であることが確認されたのは、M85 銀河のM85 OT2006-1である。この天体は、リック天文台の超新星探査で発見され、カリフォルニア大学バークレー校とカリフォルニア工科大学の天文学者によって研究された。シュリニヴァス・クルカルニに率いられた研究チームは、この現象が、新星やヘリウム・フラッシュ等の既知の爆発現象と異なることを確認し、2007年5月23日に、高輝度赤色新星という新しい恒星の爆発現象を発見したことを記者発表し、論文はネイチャーに掲載された。

2008年には銀河系のバルジの方角で高輝度赤色新星のさそり座V1309（英語版）が発見された。この爆発の前駆天体はOGLEプロジェクトの観測範囲内にあり、食変光星として爆発の数年前から継続的に光度変化が記録されていた。このことから、さそり座V1809は高輝度赤色新星の研究が大きく進展する契機となった。記録された光度の分析から、前駆天体は周期1.4日の接触連星であることや爆発の数年前から公転軌道が加速度的に縮小を始めていたこと、爆発の半年前ごろから不安定な融合プロセスが始まり光度の増大や変光パターンの変化が起きていたこと、爆発に伴う光度変化が連星融合説に基づく予想に一致することなどが確認された^[3]。

特徴

高輝度赤色新星は、次のような特徴を持つ。

爆発の光度は、超新星と新星の中間である。
可視光は数週間から数か月続き、色は赤い。時間を経るにつれて、より暗く、赤くなる。可視光が暗くなると、赤外線の光度が大きくなり、暗くなったり明るくなったりを何度か繰り返す。
M85 OT2006-1で観測された赤外線は、この恒星が非常に冷たい（1000K弱）ことを示していた。これは、高輝度赤色新星に共通の性質である可能性がある。

進化

M85 OT2006-1の研究チームは、M85 OT2006-1は2つの主系列星が融合して形成されたと信じている。

恒星の融合爆発が起こった際には、高輝度赤色新星は、わずか1ヶ月で太陽半径の数千倍から数万倍に達するほど非常に速く広がる。このため、天体は冷え、明るい閃光と冷たい天体が共存するような興味深い状況が生じる。

異説

観測例が限られているため、天体の爆発の新しい分類を設けるのは時期尚早とする研究者もおり、この現象はII-P型の超新星爆発で説明可能とする説^[4]、消光の速い超新星爆発は自然と赤く、光度が小さくなるとする説^[5]など、異説も出されている。

出典

^ “恒星の衝突に由来？M85銀河で新種の爆発”. AstroArts (2007年6月5日). 2020年2月11日閲覧。
^ 鳴沢真也『へんな星たち - 天体物理学が挑んだ10の恒星 -』講談社〈ブルーバックス〉、2016年6月30日、128頁。ISBN 978-4-06-257971-1。
^ Tylenda et al. (2011). A&A 528: A114. Bibcode: 2011A&A...528A.114T.
^ Pastorello, A. et al. (2007). “A very faint core-collapse supernova in M85”. Nature 449 (7164): E1-E2. arXiv:0710.3753. Bibcode: 2007Natur.449E...1P. doi:10.1038/nature06282. ISSN 0028-0836.
^ “A New Class of Luminous Transients and a First Census of their Massive Stellar Progenitors”. The Astrophysical Journal 705 (2): 1364-1384. (2009). arXiv:0809.0510. Bibcode: 2009ApJ...705.1364T. doi:10.1088/0004-637X/705/2/1364. ISSN 0004-637X.

外部リンク

[astroarts20070605-1] “恒星の衝突に由来？M85銀河で新種の爆発”. AstroArts (2007年6月5日). 2020年2月11日閲覧。

[Narusawa2016-2] 鳴沢真也『へんな星たち - 天体物理学が挑んだ10の恒星 -』講談社〈ブルーバックス〉、2016年6月30日、128頁。ISBN 978-4-06-257971-1。

[3] Tylenda et al. (2011). A&A 528: A114. Bibcode: 2011A&A...528A.114T.

[PastorelloValle2007-4] Pastorello, A. et al. (2007). “A very faint core-collapse supernova in M85”. Nature 449 (7164): E1-E2. arXiv:0710.3753. Bibcode: 2007Natur.449E...1P. doi:10.1038/nature06282. ISSN 0028-0836.

[ThompsonPrieto2009-5] “A New Class of Luminous Transients and a First Census of their Massive Stellar Progenitors”. The Astrophysical Journal 705 (2): 1364-1384. (2009). arXiv:0809.0510. Bibcode: 2009ApJ...705.1364T. doi:10.1088/0004-637X/705/2/1364. ISSN 0004-637X.

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表話編歴恒星
恒星進化論	星形成前主系列星主系列星赤色巨星分枝水平分枝漸近巨星分枝汲み上げ効果不安定帯レッドクランプ PG1159型星惑星状星雲原始惑星状星雲高輝度赤色新星高光度青色変光星ウォルフ・ライエ星擬似的超新星超新星極超新星ヘルツシュプルング・ラッセル図
原始星	分子雲暗黒星雲ボーク・グロビュール HII領域若い星状天体ハービッグ・ハロー天体林トラック林の限界線ヘニエイトラックオリオン変光星おうし座T型星オリオン座FU型星ハービッグAe/Be型星
光度階級スペクトル分類	極超巨星黄色極超巨星超巨星青色超巨星黄色超巨星赤色超巨星輝巨星巨星青色巨星赤色巨星準巨星主系列星（矮星） O B A F G K M 準矮星
特徴のある星	青色はぐれ星 Be星 OB型星 B型準矮星晩期型星特異星 Am星 Ap/Bp星 roAp星水銀・マンガン星ヘリウム星強ヘリウム星炭素星 S型星バリウム星 CH星うしかい座λ型星テクネチウム星ガス殻星炭素過剰金属欠乏星
コンパクト星など	亜恒星天体褐色矮星白色矮星中性子星パルサーマグネター恒星ブラックホール
仮定義・仮説上の天体	黒色矮星青色矮星ヘリウム惑星準褐色矮星プラネター異種星クォーク星ボソン星ダークマター星 Quasi-star ソーン-ジトコフ天体鉄の星
元素合成	アルファ反応トリプルアルファ反応陽子-陽子連鎖反応ヘリウム・フラッシュ CNOサイクル炭素燃焼過程ネオン燃焼過程酸素燃焼過程ケイ素燃焼過程 S過程 R過程フューザー新星（新星残骸）
内部構造	太陽核対流層微視的乱流太陽型振動放射層光球恒星黒点彩層コロナ恒星風恒星風バブル星震学エディントン光度ケルビン・ヘルムホルツ機構
特徴	命名恒星力学有効温度運動星団恒星磁場等級（絶対等級）太陽質量金属量恒星の自転 UBV色変化性
恒星系	連星接触連星共通外層多重星降着円盤惑星系太陽系
地球での観測	北極星等級見かけの等級写真等級視線速度固有運動視差測光標準星
関連項目	惑星星団球状星団銀河超銀河団日震学客星星座アステリズム重力
ポータル:天文学

発見

特徴

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異説

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関連項目

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