黒色矮星

デジタル大辞泉

こくしょく‐わいせい【黒色^×矮星】

読み方：こくしょくわいせい

太陽と同程度の質量を持つ恒星の、最終的な形態。核融合を終えて白色矮星となった恒星が、きわめて長い時間をかけて余熱や光を失ったもので、光学的な方法などでは観測できない。現在の宇宙には、この状態にまで至った天体はないとされる。

宇宙用語辞典

黒色矮星 black dwarf

明るさを持たない完全に死んだ星。質量が太陽の1.4倍以下の星は、進化の終わりに近づくと白色矮星（white dwarf)になる。白色矮星は内部でエネルギーを生成しないので徐々に冷えていき、最後には、全く光を出さない星の死骸、黒色矮星になる。

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黒色矮星

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2025/03/08 04:14 UTC 版)

黒色矮星^[1]（こくしょくわいせい、英語: black dwarf^[1]）とは、仮説上の天体の一種で、白色矮星が冷えて電磁波による観測が不可能となった天体である。質量が太陽の8倍程度以下の恒星が最終的に行き着く先として想定されている。白色矮星が冷えて黒色矮星になるために必要な時間は、宇宙年齢よりも長いと考えられており^[2]、現在の宇宙に黒色矮星は存在しないと考えられている。また同様の理由で、最も低温な白色矮星の温度が、宇宙の年齢を推定する際の基準のひとつとされる。^[3]。

なお、「黒色矮星」という名前は、およそ0.08太陽質量を下回り水素の核融合の維持が出来ない軽い天体に対して用いられたことがある^[4][5]。現在では、これらの天体は現在では一般に1970年代に付けられた名称である褐色矮星と呼ばれる^[6][7]。

黒色矮星ができるまで

恒星の一生の模式図。黒色矮星は「remnant（残滓）」と書かれている場所の下側。

太陽質量の8倍以下の恒星は、何段階かの変遷を経て白色矮星に至ると考えられている。白色矮星は放射によって冷却し、次第に温度は低下して放射量も減少してゆく。そのため低温な白色矮星ほど年老いた天体である。2012年にはアリゾナ州のMDM天文台（英語版）の 2.4 m 望遠鏡を用いて、表面温度が 3900 K (スペクトル分類での M0 の温度に相当する) を下回るほどに冷却した様々な白色矮星が発見された^[8]。これらの白色矮星の年齢は110億から120億歳だと推定されている^[8]。

天体の遠い将来の進化は、ダークマターの性質や陽子崩壊の可能性とその割合など、あまり理解が進んでいない分野の物理的な問題に依存するため、白色矮星が黒色矮星の状態になるために、一体どれほどの時間が必要かは詳しくは分かっていない^[9]。ジョン・D・バロウとフランク・ティプラーは、白色矮星が 5 K にまで冷えるのには約 10¹⁵ 年が必要だと推定している^[10]。しかし、もしWIMP (冷たい暗黒物質の候補である仮説上の重い粒子) が存在した場合には、これらの粒子との相互作用によって天体が温められ、5 K を下回るには約 10²⁵ 年の時間を要すると考えられている^[9]。また、もし陽子が安定な粒子ではない場合には、白色矮星が陽子崩壊によって解放されるエネルギーによっても温められ得る。フレッド・アダムズとグレッグ・ラフリン（英語版）による推定では、仮説上の陽子の寿命を 10³⁷ 年とすると、太陽と同じ質量の年老いた白色矮星の有効温度はおよそ 0.06 K とされている^[9]。これは低温ではあるが、10³⁷ 年後の宇宙マイクロ波背景放射の温度よりも高いと考えられる^[9]。

太陽の将来

太陽が約80億年後に太陽核でのヘリウムの核融合を終えると、外層を惑星状星雲として放出して白色矮星が残ると考えられている。その後数兆年以上の時間をかけて、徐々に冷えるため、最終的に可視光を放出しなくなる。この状態では肉眼で太陽を見ることは出来ず、重力による影響が明白であっても、可視光による確認は不可能である。なお、太陽が黒色矮星の状態にまで充分に冷えるには 10¹⁵ 年 (1000兆年) 程度の時間が必要と考えられる^[10]。ただ、例えばWIMPとの相互作用などの影響によって、さらに長い時間が必要である可能性も考えられている^[9]。

考えられる観測方法

質量が太陽の8倍程度以下の恒星は最終的に赤色巨星に進化した後、外層部のガスを放出して白色矮星に変わる。もはや白色矮星は核融合を起こさないため熱源が無く、外部への電磁波の放射によってエネルギーを失い冷えていく一方である^[3]。こうして徐々に温度が低下して放射量も減少してゆき、最終的に電磁波を使っての直接観測が不可能になった天体が、黒色矮星と定義された^[11][12]。したがって、仮に黒色矮星が存在したとしても、黒色矮星の定義により、黒色矮星は放射をほとんど行わないため、可視光を含めた電磁波による黒色矮星の観測は困難である。黒色矮星を観測する方法としては、褐色矮星と同じように重力の影響を介した検出が考えられている^[13]。もしも黒色矮星が観測可能な恒星と連星系を構成していれば、恒星の固有運動への影響から存在を知る事ができる。また単独の黒色矮星であっても、背景にある天体に及ぼす重力レンズ効果を利用して検出できる可能性がある。

出典

1. ^ ^{a b} 『天文小辞典』（初版第1刷）地人書館、113頁。ISBN 4-8052-0464-8。 
2. ^ 澤武文「解説：星の一生」『名古屋地学』第80巻、名古屋地学会、2018年、24-30頁、doi:10.24724/nasses.80.0_24、ISSN 1345-0514。 
3. ^ ^{a b} Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). “How Massive Single Stars End Their Life”. Astrophysical Journal 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode: 2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341. 
4. ^ R. F. Jameson; M. R. Sherrington; A. R. Giles (1983-10). “A failed search for black dwarfs as companions to nearby stars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 205: 39–41. Bibcode: 1983MNRAS.205P..39J. doi:10.1093/mnras/205.1.39P. 
5. ^ Kumar, Shiv S. (1962). “Study of Degeneracy in Very Light Stars”. Astronomical Journal 67: 579. Bibcode: 1962AJ.....67S.579K. doi:10.1086/108658. 
6. ^ “brown dwarf” (html). daviddarling. 2019年2月20日閲覧。
7. ^ Tarter, Jill (2014). “Brown Is Not a Color: Introduction of the Term 'Brown Dwarf'”. In Joergens, Viki. 50 Years of Brown Dwarfs – From Prediction to Discovery to Forefront of Research. Astrophysics and Space Science Library. 401. Springer. pp. 19–24. doi:10.1007/978-3-319-01162-2_3. ISBN 978-3-319-01162-2. https://link.springer.com/chapter/10.1007/978-3-319-01162-2_3 
8. ^ ^{a b} “12-Billion-Year-Old White-Dwarf Stars Only 100 Light-Years Away” (html) (英語). Space Daily (2012年4月16日). 2019年2月20日閲覧。
9. ^ ^{a b c d e} Fred C. Adams & Gregory Laughlin (1997-04). “A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects”. Reviews of Modern Physics 69 (2): 337–372. arXiv:astro-ph/9701131. Bibcode: 1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/9701131v1. 
10. ^ ^{a b} Barrow, John D.; Tipler, Frank J. (1988). The Anthropic Cosmological Principle. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-282147-8. LCCN 87-28148 
11. ^ Johnson, Jennifer. “Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars” (pdf). Ohio State University. 2007年5月3日閲覧。
12. ^ Richmond, Michael. “Late stages of evolution for low-mass stars” (html). Rochester Institute of Technology. 2006年8月4日閲覧。
13. ^ Charles Alcock; Robyn A. Allsman; David Alves; Tim S. Axelrod; Andrew C. Becker; David Bennett; Kem H. Cook; Andrew J. Drake et al. (1999). “Baryonic Dark Matter: The Results from Microlensing Surveys”. In the Third Stromlo Symposium: The Galactic Halo 165: 362. Bibcode: 1999ASPC..165..362A. 

関連項目

• 矮星
• 恒星進化論
• コンパクト星
• 仮説上の天体
• フェルミ縮退

表 話 編 歴 恒星
恒星進化論	星形成 前主系列星 主系列星 赤色巨星分枝 水平分枝 漸近巨星分枝 汲み上げ効果 不安定帯 レッドクランプ PG1159型星 惑星状星雲 原始惑星状星雲 高輝度赤色新星 高光度青色変光星 ウォルフ・ライエ星 擬似的超新星 超新星 極超新星 ヘルツシュプルング・ラッセル図
原始星	分子雲 暗黒星雲 ボーク・グロビュール HII領域 若い星状天体 ハービッグ・ハロー天体 林トラック 林の限界線 ヘニエイトラック オリオン変光星 おうし座T型星 オリオン座FU型星 ハービッグAe/Be型星
光度階級 スペクトル分類	極超巨星 黄色極超巨星 超巨星 青色超巨星 黄色超巨星 赤色超巨星 輝巨星 巨星 青色巨星 赤色巨星 準巨星 主系列星（矮星） O B A F G K M 準矮星
特徴のある星	青色はぐれ星 Be星 OB型星 B型準矮星 晩期型星 特異星 Am星 Ap/Bp星 roAp星 水銀・マンガン星 ヘリウム星 強ヘリウム星 炭素星 S型星 バリウム星 CH星 うしかい座λ型星 テクネチウム星 ガス殻星 炭素過剰金属欠乏星
コンパクト星など	亜恒星天体 褐色矮星 白色矮星 中性子星 パルサー マグネター 恒星ブラックホール
仮定義・仮説上の天体	黒色矮星 青色矮星 ヘリウム惑星 準褐色矮星 プラネター 異種星 クォーク星 ボソン星 ダークマター星 Quasi-star ソーン-ジトコフ天体 鉄の星
元素合成	アルファ反応 トリプルアルファ反応 陽子-陽子連鎖反応 ヘリウム・フラッシュ CNOサイクル 炭素燃焼過程 ネオン燃焼過程 酸素燃焼過程 ケイ素燃焼過程 S過程 R過程 フューザー 新星（新星残骸）
内部構造	太陽核 対流層 微視的乱流 太陽型振動 放射層 光球 恒星黒点 彩層 コロナ 恒星風 恒星風バブル 星震学 エディントン光度 ケルビン・ヘルムホルツ機構
特徴	命名 恒星力学 有効温度 運動星団 恒星磁場 等級（絶対等級） 太陽質量 金属量 恒星の自転 UBV色 変化性
恒星系	連星 接触連星 共通外層 多重星 降着円盤 惑星系 太陽系
地球での観測	北極星 等級 見かけの等級 写真等級 視線速度 固有運動 視差 測光標準星
関連項目	惑星 星団 球状星団 銀河 超銀河団 日震学 客星 星座 アステリズム 重力
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黒色矮星 (black dwarf)

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/09 06:49 UTC 版)

「仮説上の天体」の記事における「黒色矮星 (black dwarf)」の解説

冷え切った白色矮星。現在はまだ存在しないと推測されている。