ウルフ・ライエ星（WR星）とは？超高温で強烈な恒星風を持つ進化した大質量星

WR星（ウルフ・ライエ星）の超高温（3万〜20万K）・秒速2000km級の強烈な恒星風と急激な質量喪失、進化過程を図解で詳述。

著者: Leandro Alegsa

04-01-2026 22:05

ウルフ・ライエ星（WR星）は、進化した大質量星（初期質量が概ね20太陽質量以上）に見られる特殊な段階です。この段階では、中心核での核融合が進むと同時に外層が非常に強い恒星風によって急速に剥ぎ取られ、短い時間に大量の質量を失います。典型的な質量消失速度は年に10⁻⁵〜10⁻⁴ 太陽質量に達し、風速は数千km/s（典型で約1000–3000km/s、最大で数千km/sに及ぶ場合もあります）。参考までに、私たちの太陽は毎年約10⁻¹⁴ 太陽質量しか失っていないため、WR星の質量損失がいかに激しいかが分かります。

外観とスペクトルの特徴

WR星は非常に高温で、表面有効温度はおおむね3万Kから20万K程度に達します。そのため見かけは青〜白色に見え、光度は太陽の数万倍から数百万倍に及ぶことがあります。しかしその放射の大部分は遠紫外線や軟X線領域に集中しているため、可視光で見ると必ずしも“極端に明るく見える”わけではありません。観測上の特徴としては、幅広い強い放射（エミッション）線が目立ち、これは高速の恒星風によるドップラー広がりのためです。代表的な強線にはHe II、N III–IV（WN型）、C III–IV、O VIなどがあり、これらの強い発光線に基づいて分類されます。

分類と化学組成

WR星は主にスペクトルの特徴から次の主要な型に分けられます。

WN型：窒素（N）やヘリウム（He）が優勢で、核で水素が燃え尽きた後の段階を示すことが多い。
WC型：炭素（C）や酸素（O）が表面に現れる段階で、ヘリウム核燃焼が進んだ状態を反映する。
WO型：さらに酸素が強く出現する希少なタイプで、非常に進んだ進化段階を示す。

これらは表面に露出した核生成物（He、C、O、Nなど）を反映しており、内部の進化段階を直接示す重要な手がかりになります。

進化と終末

多くのWR星は大質量の単独星が自身の強力な風で外層を失うことによって形成されますが、近接連星系で伴星から外層が剥ぎ取られてWR段階に至る場合もあります。寿命は比較的短く、WR段階は数万〜数十万年程度と考えられています。最終的には重力崩壊によりコア崩壊型超新星（特にタイプIb/c）を起こす候補であり、急速回転や低金属度の条件下では長時間ガンマ線バースト（GRB）の前駆的存在となる可能性も指摘されています。

観測と天文学的意義

WR星は星形成銀河や若い星団に多く見られ、銀河の化学進化にも寄与します。風によって重元素（ヘリウム、炭素、酸素など）を周囲に供給し、次世代の星や惑星系の材料を豊かにします。連星系においては「衝突する恒星風」によって強いX線が出たり、WC型連星では塵を生成して“ピンホイール”状の構造を作る例（例：WR 104のような系）もあります。

観測手法

WR星は強い発光線を持つため、スペクトル観測や狭帯域フィルター（例：He II線用）を用いた撮像で効率よく検出されます。また、紫外線やX線観測、赤外での塵検出など多波長観測が重要です。銀河内外での分布や金属量（元素組成）に依存してその出現率や風の強さが変わるため、系外銀河での比較研究は恒星風と進化理論の検証に役立ちます。

WR星は短命ながら強力な影響力を持つ天体であり、星の進化、超新星、宇宙の元素合成、そして高エネルギー天文学にとって重要な研究対象です。

ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した、狼星雲WR124のまわりの星雲M1-67。

用語の明確化

天文学では、光度と明るさは全く同じものではありません。光度は、星などの天体が放出するエネルギーの総量をSI単位であるジュール毎秒（ワット）で表したものです。ワットは電力の単位で、電球がワットで測られるように、太陽もワットで測られ、その総電力量は3.846×10²⁶ Wです。この数字は天文学で用いられる基本指標で、1太陽輝度と呼ばれ、その記号はL ⊙ {displaystyle L_{dot }}です。 $L_{\odot }$ .

しかし、明るさを概念化する方法は放射電力だけではありませんので、他の指標も使用されます。最も一般的なのは見かけの明るさで、地球上の観測者から見た、可視光線における天体の明るさのことである。また、距離に関係なく、その天体が本来持っている可視光線での明るさを表す「絶対等級」もある。光度の指標としては、全波長にわたる総出力である「ボロメトリック等級」がある。

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