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黒色矮星は理論上の恒星残骸であり、特に十分に冷却されて熱や光をほとんど放出しなくなった白色矮星である。白色矮星がこの状態に達するのに必要な時間は現在の宇宙の年齢（138億年）よりも長いと計算されているため、現時点では宇宙に黒色矮星は存在しないと予想されている。最も冷たい白色矮星の温度は、宇宙の年齢の観測限界の1つである。[1]
「黒色矮星」という名前は、水素を燃焼させる核融合反応を維持するには質量が不十分（約0.07 M☉未満 ）な恒星下天体である、仮説上の後期冷却褐色矮星にも付けられている。[2] [3] [4] [5]
形成
白色矮星は、低質量または中質量（太陽質量の約9〜10倍（M ☉）未満）の主系列星が、融合するのに十分な温度を持つすべての元素を放出または融合した後に残ったものです。 [1]残ったのは、熱放射によってゆっくりと冷却される電子縮退物質の密な球体であり、最終的には黒色矮星になります。[6] [7]
もし黒色矮星が存在するとしたら、定義上、放射が非常に少ないため、検出は困難だろう。しかし、重力の影響により検出は可能だろう。[8] 2012年、MDM天文台の2.4メートル望遠鏡を使用した天文学者らにより、3,900 K (3,630 °C、6,560 °F) (スペクトルクラスM0に相当) 以下に冷却されたさまざまな白色矮星が発見された。それらの年齢は110億年から120億年と推定されている。[9]
遠い将来の恒星の進化は、暗黒物質の性質や陽子崩壊の可能性と速度（まだ存在が証明されていない）など、十分に理解されていない物理的な問題に依存するため、白色矮星が冷えて暗くなるまでにどれくらいの時間がかかるかは正確にはわかっていません。[10] ：§§IIIE、IVA バローとティプラーは、白色矮星が5 K（-268.15 °C、-450.67 °F）まで冷えるには10 15年 かかると推定しています。 [11]ただし、弱く相互作用する大質量粒子（WIMP）が存在する場合、これらの粒子との相互作用により、一部の白色矮星は約10 25年間、これよりもはるかに高温に保たれる可能性があります。[10] ：§IIIE 陽子が安定していない場合は、陽子崩壊から放出されるエネルギーによっても白色矮星は高温に保たれます。アダムスとラフリンは、陽子の寿命を10 37年と仮定した場合、陽子の崩壊によって古い太陽質量の白色矮星の有効表面温度が約 0.06 K (-273.09 °C、-459.56 °F) まで上昇すると計算している。これは低温ではあるが、 10 37年後の宇宙マイクロ波背景放射温度よりも高温であると考えられる。 [10]
巨大な黒色矮星の中には、最終的には超新星爆発を起こすものがあると推測されている。これは、密度に基づく核融合反応によって星の大部分がニッケル56に変化し、陽電子を放出して鉄に崩壊した場合に起こる。これにより、一部の黒色矮星のチャンドラセカール限界が実際の質量よりも低くなる。この限界に達すると、黒色矮星は崩壊し、暴走核融合を開始する。爆発する最も質量の大きいものは、チャンドラセカール限界のすぐ下、約1.41太陽質量で、10 1100 年、最も爆発する質量の小さいものは約1.16太陽質量で、103 2000 年で、全黒色矮星の約1％を占める。1つの大きな注意点は、陽子崩壊により黒色矮星の質量が超核反応よりもはるかに急速に減少し、超新星爆発が起こらないことである。[12]
太陽の未来
太陽は、約80億年後に中心核でのヘリウムの核融合を止め、その層を惑星状星雲に放出すると、白色矮星となり、数兆年かけて最終的には光を発しなくなります。その後、太陽は人間の肉眼では見えなくなり、重力の影響が明らかであっても光学的な視野からは見えなくなります。太陽が冷えて黒色矮星になるまでの推定時間は少なくとも10の15乗（ 1千兆）年ですが、前述のように弱い相互作用をする巨大粒子（WIMP）が存在する場合は、これよりもはるかに長くかかる可能性があります。ここで説明した現象は、WIMPと黒色矮星の存在を検証する有望な方法であると考えられています。[13]
参照
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参考文献
- ^ ab Heger, A.; Fryer, CL; et al. (2003). 「巨大単一星はどのようにしてその寿命を終えるのか」. The Astrophysical Journal . 591 (1): 288– 300. arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode :2003ApJ...591..288H. doi :10.1086/375341. S2CID 59065632. 2022年3月25日閲覧。
- ^ Jameson, RF; Sherrington, MR; Giles , AR (1983年10月) 。「近くの恒星の伴星としての黒色矮星の探索は失敗に終わった」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 205 : 39– 41。Bibcode :1983MNRAS.205P..39J。doi : 10.1093/ mnras /205.1.39P。
- ^ Kumar, Shiv S. (1962). 「非常に軽い星の縮退の研究」.天文学ジャーナル. 67 : 579. Bibcode :1962AJ.....67S.579K. doi : 10.1086/108658 .
- ^ ダーリング、デイビッド。「褐色矮星」。天体生物学、天文学、宇宙飛行の百科事典。デイビッド・ダーリング。 2007年5月24日閲覧– daviddarling.info経由。
- ^ ターター、ジル (2014)、「茶色は色ではない: 「褐色矮星」という用語の導入」、ヨルゲンス、ヴィキ (編)、『褐色矮星の50年』、天体物理学および宇宙科学図書館、第401巻、シュプリンガー、pp. 19– 24、doi :10.1007/978-3-319-01162-2_3、ISBN 978-3-319-01162-2
- ^ ジョンソン、ジェニファー。「極限の星：白色矮星と中性子星」（PDF）。オハイオ州立大学。 2007年5月3日閲覧。
- ^ リッチモンド、マイケル。「低質量星の進化の後期段階」ロチェスター工科大学。 2006年8月4日閲覧。
- ^ Alcock, Charles; Allsman, Robyn A.; Alves, David; Axelrod, Tim S.; Becker, Andrew C.; Bennett, David; et al. (1999). 「バリオン暗黒物質: マイクロレンズ調査の結果」。第3回ストロムロシンポジウム: 銀河ハロー。165 : 362。Bibcode :1999ASPC..165..362A。
- ^ 「わずか100光年離れた120億歳の白色矮星」spacedaily.com。オクラホマ州ノーマン。2012年4月16日。 2020年1月10日閲覧。
- ^ abc Adams, Fred C. & Laughlin, Gregory (1997年4月). 「死にゆく宇宙：天体物理学的物体の長期的な運命と進化」.現代物理学レビュー. 69 (2): 337– 372. arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode :1997RvMP...69..337A. doi :10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID 12173790.
- ^ 表10.2、バロー、ジョン・D.、ティプラー、フランク・J.（1986）。人類中心の宇宙論原理（第1版）。オックスフォード大学出版局。ISBN 978-0-19-282147-8LCCN 87028148 。
- ^ Caplan, ME (2020). 「遠い将来のブラックドワーフ超新星」.王立天文学会月報. 497 (4): 4357– 4362. arXiv : 2008.02296 . Bibcode :2020MNRAS.497.4357C. doi : 10.1093/mnras/staa2262 . S2CID 221005728.
- ^ Kouvaris, Chris; Tinyakov, Peter (2011-04-14). 「コンパクト星の観測による非対称暗黒物質の制約」. Physical Review D. 83 ( 8): 083512. arXiv : 1012.2039 . Bibcode :2011PhRvD..83h3512K. doi :10.1103/PhysRevD.83.083512. ISSN 1550-7998. S2CID 55279522.
