白色矮星とは：太陽質量で地球サイズの終末進化星 — 定義と特徴
白色矮星とは何か、太陽質量で地球サイズの極限進化星をわかりやすく解説。定義・形成過程・特徴・観測ポイントを図解で学べる入門ガイド
白色矮星はコンパクトな星です。物質が押しつぶされています。重力によって原子が引き寄せられ、電子が取り除かれています。白色矮星の質量は太陽の質量に似ていますが、体積は地球の質量に似ています。
白色矮星は、中性子星になるほど質量が大きくないすべての星の最終的な進化の状態です。天の川銀河にある星の97％以上が白色矮星になる。§1 主系列星の水素融合寿命が終わると、その中心でヘリウムを炭素と酸素に融合させる赤色巨星に成長する。赤色巨星が炭素を融解する質量が足りないと，10億K程度で中心部に不活性な炭素と酸素が蓄積されます。その外層を脱皮して惑星状星雲を形成した後、コアを残すのが白色矮星です。
白い矮星の中の物質はもはや核融合反応を起こさないので、星にはエネルギー源がありません。重力崩壊に対する核融合の熱に支えられていない。
太陽のような星は、燃料が尽きると白色矮星になります。終末期には赤色巨星期を経て、ガスのほとんどを失い、残ったものが収縮して若い白色矮星になります。
形成過程と前駆星の質量域
前駆星の質量は白色矮星を決める重要な因子です。大まかに言えば、元の恒星が約8〜10太陽質量以下であれば、最終的に白色矮星を残します。より重い星は超新星爆発を起こして中性子星やブラックホールになります。白色矮星の核は主に炭素と酸素（C/Oコア）ですが、より低質量の前駆星からはヘリウムコアの白色矮星が、より大質量寄りでは酸素・ネオン・マグネシウム（O/Ne/Mg）コアになることがあります。
内部構造と支え手段
電子縮退圧が白色矮星を支えています。中心部の物質密度は非常に高く、電子が量子力学的な縮退状態にあり、温度に依存しない縮退圧が重力に抵抗します。このため、白色矮星には通常の核融合によるエネルギー源がなくても安定を保ちます。重要な性質として、白色矮星は「質量が大きいほど半径が小さい」という逆の質量-半径関係を持ちます。限界として、約1.4（チャンドラセカール限界）の質量を超えると電子縮退圧だけでは支えきれず、崩壊して中性子星や超新星につながります。
外層・大気・スペクトル
表面大気の組成は観測で分類されます。最も一般的なのは水素を主とするタイプ（DA）で、次にヘリウム優勢のタイプ（DB、DCなど）があります。強い重力場により重い元素は速やかに沈降するため、外層にはほとんど水素かヘリウムだけが残ることが多く、これがスペクトルの特徴を決めます。表面重力は非常に大きく（log g ≈ 7–9）、スペクトル線は圧力で広がります。
冷却と時間尺度
白色矮星は核融合を継続しないため、残りの熱を放出して徐々に冷えていきます。初期には非常に高温（表面温度は最大で10万K程度）ですが、時間とともに数千Kへと冷却します。冷却に要する時間は数10億年から宇宙年齢に匹敵するほど長く、白色矮星の明るさや温度分布（白色矮星光度関数）は銀河や歳差集団の年齢推定に使える重要な「時計（コズミッククロック）」です。最近の観測では、コア内での結晶化（固体化）や潜熱の放出が冷却に影響することも確認されています。
変光・磁場・連星での振る舞い
いくつかの白色矮星は振動して周期的に明るさが変化します（パルサティング白色矮星、例：ZZ Ceti星）。また、強い磁場（数kG〜1000MG以上）をもつ白色矮星も存在し、磁場は表面現象や放射に影響します。白色矮星が連星相手から物質を降着すると、核燃焼に相当する爆発的現象（新星）や質量増加によるタイプIa超新星の起点になることがあります。特に二つの白色矮星が合体してチャンドラセカール限界に達すると、タイプIa超新星を引き起こす可能性があります。
観測的特徴と天文学的意義
- 典型的質量は約0.6太陽質量で、半径は地球サイズ程度（地球半径の約1%程度ではなく、地球の約0.01〜0.02倍の太陽半径）です。
- 中心密度は10^6〜10^9 g/cm^3にも達し、非常に高密度です。
- 白色矮星は銀河の年齢推定、恒星進化理論の検証、重元素沈降や結晶化の物理学研究に重要です。
- 周囲の惑星残骸や降着円盤が観測される例があり、行星系の究極的な運命を知る手がかりを与えます。
代表的な数値
- 質量：典型的に約0.5–0.7 M☉（平均約0.6 M☉）。
- 半径：およそ地球の半径と同程度（約0.008–0.02 R☉、地球サイズに相当）。
- 表面温度：数千K〜10万K（若いものほど高温）。
- 密度：平均で約10^6 g/cm^3以上、中心ではさらに高い。
- チャンドラセカール限界：約1.4 M☉（電子縮退圧が破綻する限界）
まとめると、白色矮星は多くの恒星の進化の最終段階であり、その高密度・縮退物質・長い冷却過程は天文学と物理学の両面で多くの手がかりを与えます。観測技術の向上（例：ガイア衛星など）により、白色矮星の数と特性の統計が豊かになり、銀河の形成史や恒星進化モデルの精緻化に貢献しています。
ハッブル宇宙望遠鏡が撮影したシリウスAとシリウスBの画像。白色矮星であるシリウスBは、はるかに明るいシリウスAの左下にかすかな光が見えます。
白色矮星
歴史
白色矮星が発見されたのは18世紀のことである。最初の白色矮星は40エリダニBと呼ばれ、1783年1月31日にウィリアム・ハーシェルによって発見されました。 p73 40エリダニと呼ばれる3つの星系の一部です。
1862年に2番目の白色矮星が発見されたが、当初は赤色矮星と考えられていた。それはシリウス星の近くにある小さな星でした。シリウスBと呼ばれるこの伴星は、表面温度が約25,000ケルビンであったため、熱い星と考えられていました。しかし、シリウスBは主星であるシリウスAの約1万倍も暗い星でした。つまり、かつてシリウスBは、私たちの太陽に似た星だったのです。
1917年にアドリアン・ファン・マーネンが発見した白色矮星は、ファン・マーネン2と呼ばれ、発見された白色矮星としては3番目のものである。シリウスBを除いて、地球に最も近い白色矮星である。
放射線と温度
白色矮星は、光度(総放出光量)は低いが、コアが非常に高温である。表面は104Kであるのに対し、コアは107Kかもしれません。
白色矮星は、形成されたときは非常に高温ですが、エネルギー源を持たないため、徐々に放射されてエネルギーを失い、冷えていきます。つまり、最初は青や白の色をしていた白色矮星の放射は、時間が経つにつれて弱くなっていきます。白色矮星は、非常に長い時間をかけて、もはや光を発しなくなる温度まで冷えていきます。白色矮星が伴星や他の星から物質を得ない限り、白色矮星の放射は蓄えられた熱から来ています。これは交換されることはありません。
白い小人がゆっくりと冷えるのには、2つの理由があります。白色矮星は、その熱を放射する表面積が非常に小さいので、徐々に冷えていき、長い間熱を保っています。また、白色矮星は非常に不透明です。白色矮星の大部分を構成する退化物質は、光などの電磁放射を止めているため、放射はあまりエネルギーを持ち去りません。
白色矮星は、光を作り出すエネルギーがないため、やがてすべての白色矮星が冷却されて黒色矮星になります。白色矮星が冷えるまでには、現在の宇宙の年齢よりも長い時間がかかるため、黒色矮星はまだ存在していません。黒色矮星は、星のエネルギー（熱と光）を使い切った後に残るものです。
再点火
白色矮星は物質が増えれば超新星として再燃・爆発する可能性があります。白色矮星が安定した状態を保つための最大質量があります。これはチャンドラセカール限界として知られています。
例えば、矮星は伴星から物質を引き寄せて、チャンドラセカール限界を超えてしまうかもしれません。余分な質量があると、炭素の融合反応が起こるでしょう。天文学者たちは、この再点火がIa型超新星の原因ではないかと考えています。
質問と回答
Q:白色矮星とは何ですか?
A: 白色矮星は、重力によって物質が押し潰され、電子が取り去られたコンパクトな星です。
Q: 白色矮星の質量は、太陽と比べてどうなのでしょうか?
A: 白色矮星の質量は太陽とほぼ同じですが、体積は地球とほぼ同じです。
Q: どのような星が白色矮星になるのですか?
A: 白色矮星は、中性子星になるには質量が足りない星が最終的に進化した姿です。天の川銀河にある星の97％以上が白色矮星になると言われています。
Q: 赤色巨星はどのように形成されるのですか?
A: 主系列星は、水素を放出する寿命が終わると、膨張して赤色巨星となり、そのコアでヘリウムを炭素と酸素に分解する。炭素を融合させるだけの質量がない場合は、不活性な炭素と酸素が中心部に蓄積されます。
Q: 惑星状星雲は、外層が剥がれ落ちた後、どうなるのですか?
A: 惑星状星雲の外側の層が剥がれ落ち、残ったのが白色矮星となる中心部です。
Q: 白色矮星の物質は核融合反応を起こしているのでしょうか?
A: 白色矮星の物質は核融合反応を起こさないので、エネルギー源がなく、重力崩壊に対して熱で支えることはできません。
Q: 太陽はどのようにして白色矮星になるのですか?
A: 太陽は、その寿命が尽きたときに白色矮星になります。まず赤色巨星の段階を経て、ほとんどのガスを失い、残ったガスが収縮して若い白色矮星となります。
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