りゅうこつ座η星（ηカリーナ）とは：超高光度超巨星・超新星候補とホムンクルス星雲
りゅうこつ座η星（ηカリーナ）｜約8,000光年先の超高光度超巨星とホムンクルス星雲、超新星候補としての構造・観測の最新知見を解説
りゅうこつ座イータ星（η Carinaeまたはη Car）は、太陽から約7,500～8,000光年の距離にあるりゅうこつ座にある超高光度の超巨星である。肉眼では非常に明るく見えることがあり、特に19世紀中頃の「大発光（Great Eruption）」時には南半球で天空で最も明るい星の一つにまでなった。
二重星系と主星の性質
りゅうこつ座イータは単独星ではなく、少なくとも二つの恒星から成る連星系である。主星は有名な青色発光変光星(LBV)で、当初は約150太陽質量と推定される非常に大質量の星だったと考えられている。その後、長期間にわたる強い恒星風や19世紀の大発光などで何十太陽質量といった大量の物質を放出してきた。伴星は主星に比べて小さいが高温の重い星で、およそ30太陽質量前後の高温の超巨星が軌道上にあると推定されている（伴星を示す記述はここ）。
この系は周期的な活動を示し、伴星を含む軌道運動の周期はおよそ5.5年である。軌道近点（近接通過）付近では二つの恒星風が激しく衝突し、強いX線放射やスペクトルの変化、時には可視光での減光や突発的な変化が観測される。
ホムンクルス星雲と大発光
りゅうこつ座イータ星系はホムンクルス星雲の中心に位置している。ホムンクルス星雲は19世紀の大発光で主に放出されたガスと塵から成る二つの双極状のローブ（ダンベル形）と赤い散乱光を持つ構造で、赤外線や可視光、近赤外で高解像度観測が行われている。ホムンクルスの質量は推定で数〜十数太陽質量に達する可能性があり、大発光で失われた物質の大部分がこの星雲を作ったと考えられている。ホムンクルス星雲はより大きなカリーナ星雲の一部に位置し、領域全体を合わせると恒星系と星雲の総光度は太陽の数百万倍（記事では「太陽の500万倍以上」と記載）に達する。
可視光では厚い塵によって伴星そのものは直接見ることが難しいが、スペクトル解析やX線・赤外線観測、そしてホムンクルスの形状や運動学から、二つの星からの強い風の相互作用により現在のガス構造が形成されたことがわかっている（「光学的にはこの伴星を見ることはできないが、ダンベル状のガス雲は2つの星によって形成されていることがわかっている。」）。
観測の特徴と波長域
- 可視光: ホムンクルスは非常に印象的で、ハッブル宇宙望遠鏡などによる高解像度像で双極構造や赤い散乱光が詳細に観測されている。
- 赤外線: 厚い塵を透過するため、中心星や塵の温度・分布を調べるのに有効。
- X線: 二つの恒星風の衝突領域からの強いX線放射が観測され、軌道位相に応じて明るさが変化する（近接通過での劇的な変化が知られている）。
- 電波・サブミリ波: 分子や冷たい塵の存在、運動学的情報が得られる。
将来の運命：超新星候補として
りゅうこつ座イータはその質量と進化段階から将来的に超新星として爆発する可能性が高いと考えられている。非常に大質量のため、爆発は一般的なコア崩壊型超新星より大規模になる可能性があり、ハイパーノヴァやブラックホール形成を伴うかもしれない。ただし、実際にいつ爆発するか（数千年、数万年、あるいはそれより先か）は不確定で、現在のところ確定的な予測はできない。
位置と見え方
りゅうこつ座イータは南半球でよく見える対象で、北緯およそ30度以北では地平線下になり観測が難しい。南緯30度以南では高度が高く、良好に観測できる。周囲の明るい星雲や星団とともに、プロの観測のみならずアマチュア観測でも注目される天体である。
まとめると、りゅうこつ座イータは「巨大な質量を持ち、大量の物質を放出している二重星系で、ホムンクルス星雲を作り出したLBV」という非常に重要かつダイナミックな天体であり、将来的な超新星爆発の有力な候補とされています。
ハッブル宇宙望遠鏡による、りゅうこつ座イータ星とそれを取り巻く双極性のホムンクルス星雲の画像。ホムンクルス星雲は、1843年に地球に到達したりゅうこつ座イータ星の噴火によって形成されたものである。りゅうこつ座イータ星自体は、画像の中央付近にあるホムンクルスの2つのローブが接する部分に白い斑点として現れている。
欧州南天天文台の超大型望遠鏡によるカリーナ星雲の画像（クリックすると超高精細画像が表示されます。）
カリーナ座イータ星の中心にはスーパースターがいることが、チャンドラの画像で明らかになった。今回のX線観測では、直径約2光年の馬蹄形の外輪、直径約3光月の高温の内核、そしてホムンクルス星雲の原因となるスーパースターを含む可能性のある直径1光月未満の高温の中心天体という3つの異なる構造が確認されました。外側のリングは、1,000年以上前に起きた別の大爆発の証拠となっている。Credit: Chandra Science Center and NASA
沿革
りゅうこつ座イータ星は、最初に記録されたのは4等星だった。1837年から1856年にかけて、「大噴火」と呼ばれる現象で明るくなった。りゅうこつ座イータ星は、1843年3月11日から14日にかけて天空で2番目に明るい星となったが、その後、肉眼では見えなくなってしまった。
1940年頃から明るくなり、2014年には4.5等以上のピークを迎えた。りゅうこつ座イータは南緯30度以南の周極星なので、北緯30度以北では見られない。
システムとプロパティ
この恒星系は、現在、詳細な研究が可能な最も質量の大きい星の一つである。最近まで、りゅうこつ座イータ星は最も質量の大きい単一星と考えられていましたが、2005年に連星系であることが証明されました。りゅうこつ座イータ星の連星系で最も重い星は、太陽の100倍以上の質量を持っていると考えられています。他にも、より発光していることが知られている大質量星があります。
りゅうこつ座イータ星のような星は、太陽の100万倍以上の光を出しています。このような星は非常に珍しく、天の川銀河ほどの大きさの銀河の中に数十個しか存在しません。これらの天体は、エディントン限界に近いか、それ以上の大きさであると考えられています。太陽質量が120以上の星は、エディントン限界を超えています。太陽質量が120以上の星はエディントン限界を超えており、その重力は放射線とガスを閉じ込めるのに十分な強さではありません。
りゅうこつ座イータ星の天体物理学上の最大の意義は、1843年頃に観測された巨大噴火である。カリーナ座イータ星は、数年のうちに超新星爆発とほぼ同じ量の可視光線を出したが、生き残った。これは「超新星の偽者」あるいは「失敗した超新星」と呼ばれている。りゅうこつ座イータ星の巨大噴火は、この現象の原型である。
りゅうこつ座イータ星の特筆すべき点は、その明るさの変化である。明るくなったり暗くなったりする特異性から、現在は「青色発光変光星（LBV）」の連星として分類されている。
りゅうこつ座イータ星の二次星が放出する電離放射線は、この星系の主要な放射線源である。この放射線の多くは、主星風によって吸収される。
関連ページ
- S Doradus
質問と回答
Q:「りゅうこつ座」とは何ですか?
A:りゅうこつ座にある超高輝度超巨星系で、太陽から約7500～8000光年離れています。
Q: カリナ座イータ星には、複数の星があるのですか?
A: カリナ座イータ星には、少なくとも2つの星があり、主星は青色変光星（LBV）で、その周りを高温の超巨星が周回しています。
Q: 「りゅうこつ座イータ星」の主星の質量はどれくらいですか?
A: 「りゅうこつ座イータ星」の主星は、当初約150太陽質量を有していましたが、現在では少なくとも30太陽質量を失っています。
Q: ホムンクルス星雲とは何ですか?
A: かりそめ座イータ星を取り囲む厚い赤い星雲で、2つの星によって形成されています。また、もっと大きなカリーナ星雲の一部でもあります。
Q: 「りゅうこつ座イータ星」の伴星は、光学望遠鏡で見えるのでしょうか?
A:いいえ。「りゅうこつ座イータ星」を取り囲む巨大で厚い赤い星雲のために、光学的に伴星を見ることは不可能です。
Q: 「りゅうこつ座イータ星」と「ホムンクルス星雲」の明るさはどのくらいですか?
A: 「りゅうこつ座イータ星」と「ホムンクルス星雲」の光度は、合わせて太陽の500万倍以上です。
Q: 「りゅうこつ座イータ星」は将来、超新星爆発を起こす可能性があるのでしょうか?
A: はい、質量と寿命の関係から、将来的に超新星爆発を起こすと予想されています。
百科事典を検索する