白色矮星

質量がそれほど大きくない恒星が一生を終えた後の姿の一つである。中性子星などと共に恒星の亡骸とも呼ばれる。

太陽質量の0.6倍〜3倍程度の星が進化して赤色巨星になり、やがて膨張した外層が星の外へと流れ出し、中心部分のみが残ることがある。これが白色矮星である。いずれ、太陽もこのようにして白色矮星になると考えられている。

また連星を構成している場合、もう一方の星(ブラックホールなど)に外層を剥ぎ取られ、中心核だけが残り白色矮星になる場合もある。

観測されている中で地球より最も近い白色矮星は、シリウスの伴星B(シリウスB)で、地球からの距離は8.60光年である。

直径は地球と同程度からやや大きい程度だが、質量が時に太陽と同程度くらいにもなる高密度の天体である。

白色矮星の最大質量は太陽の1.44倍(チャンドラセカール限界)で、それ以上のものは存在しない。これを超えると重力収縮により崩壊し中性子星となるか、重力崩壊を起こして超新星爆発してⅠa型超新星になるかの何れかの末路を辿るとされる。

絶対等級は+10〜+20等と暗く、HR図上では主系列星から離れた下方に位置する。

白色矮星は、核融合によって生じたヘリウム、炭素、酸素などで構成される。

具体的には恒星の頃の核融合反応「陽子‐陽子連鎖反応」や「CNOサイクル」および「ヘリウム燃焼過程(アルファ反応・トリプルアルファ反応)」で作られた炭素と酸素で構成されるが、元の構成の質量によっては恒星時代に、そして白色矮星になってからも爆発寸前の末期状態では次の核融合反応である「炭素燃焼過程」でネオン、ネオン燃焼過程でマグネシウム等が作られることがある。

2004(平成16)年にハーバード・スミソニアン天体物理学センターの研究グループが、炭素型白色矮星であるケンタウルス座V886星(BPM 37093)の内部は巨大なダイアモンドである、とする仮説を発表している。しかし、白色矮星という高圧下ではダイアモンド以外の相の方が安定するという仮説もあるため、白色矮星を構成する炭素がどのうような結晶構造を取り安定化しているのかはこれを著している時点では不明である。

通常の恒星と近接連星を構成する場合、この天体は上述のように新星やⅠa型超新星といった激変星として観測されることがある。

恒星から剥ぎ取られ白色矮星に流れる物質(主に水素)が爆発のエネルギー源となるが、ごく稀にその剥ぎ取った水素が白色矮星で核融合を起こしヘリウムを作ることで再び赤色巨星に戻ることがある。いて座V4334星がそれであり、櫻井幸夫が超低速新星(共生新星)として発見したことからこの天体は桜井天体(Sakurai's Object)と呼ばれている。

白色矮星の近接連星は、非常に高速に互いの周りを回る。この時、この連星は重力波を放出することでエネルギーを少しずつ失いながら徐々に接近し、やがて衝突・合体する。

白色矮星同士の連星も、多くはないが存在し、銀河系内にも僅かだが存在が知られている。また極めて稀な例だが、白色矮星同士が宇宙空間を移動し、由来の異なる白色矮星同士が偶然出逢い衝突合体した例も発見されている。

二つの白色矮星が衝突した結果については幾つかの仮説があり、次のような天体ができる可能性が指摘されている。

• 中性子星
• かんむり座R型変光星(RCB)
• 炭素星、水素欠乏星(HdC星)

白色矮星の衝突合体の結果、質量がチャンドラセカール限界を上回れば、中性子星になると予測される。

もし質量がそれに満たない場合、恒星の亡骸であるはずの白色矮星も、二つが合体すると充分な熱を発生させることが可能となり、もって核融合が再開され再び輝きだすとする仮説がある。この核融合のエネルギーにより星は半径1000倍以上にまで大きく膨張するという。