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HE 1327-2326 は、太陽系 たいようけい から見 み てうみへび座 ざ の方向 ほうこう 約 やく 3,470光年 こうねん の距離 きょり にある恒星 こうせい である。2005年 ねん に発見 はっけん された時点 じてん で最 もっと も金属 きんぞく 量 りょう の少 すく ない恒星 こうせい であった[2] [6] 。太陽 たいよう より軽 かる く[2] [6] 、年齢 ねんれい は130億 おく 年 ねん と推定 すいてい されている[2] [6] 。これは既知 きち の恒星 こうせい の中 なか では最 もっと も古 ふる いものの1つである。
HE 1327-2326は、2005年 ねん の時点 じてん で知 し られている中 なか で金属 きんぞく 量 りょう が最 もっと も少 すく ない恒星 こうせい であった[2] [6] 。金属 きんぞく 量 りょう の指標 しひょう としてよく使 つか われる[Fe/H]の値 ね は-5.4で、これは鉄 てつ 原子 げんし が太陽 たいよう の25万 まん 分 ぶん の1の割合 わりあい しか含 ふく まれていないことを意味 いみ する[2] [6] 。これまで知 し られていた中 なか で最 もっと も金属 きんぞく 量 りょう の少 すく ない恒星 こうせい は[Fe/H] = -5.3のHE 0107-5240 だったが、この星 ほし はその1.5分 ぶん の1しかない。2019年 ねん の研究 けんきゅう ではさらに低 ひく い[Fe/H] = -5.71 という値 ね が示 しめ されている[5] 。未 み 発見 はっけん の種族 しゅぞく III の恒星 こうせい は、理論 りろん 上 じょう は[Fe/H] = -6.0という値 ね を持 も つが、この恒星 こうせい はそれに迫 せま る値 ね である。このように極 きわ めて金属 きんぞく 量 りょう の少 すく ない恒星 こうせい は極 ごく 超 ちょう 金属 きんぞく 欠乏 けつぼう 星 ぼし [7] (HMP , hyper-metal-poor star[8] ) と呼 よ ばれている[注 ちゅう 3] 。
初期 しょき の宇宙 うちゅう の元素 げんそ 組成 そせい は、ビッグバン時 じ の元素 げんそ 合成 ごうせい で生成 せいせい された水素 すいそ とヘリウム 、痕跡 こんせき 量 りょう のリチウム とベリリウム のみで構成 こうせい されていたと考 かんが えられている。それ以上 いじょう の重 じゅう 元素 げんそ は、恒星 こうせい 内部 ないぶ での核 かく 融合 ゆうごう によって生成 せいせい されたと考 かんが えられている。そのため、金属 きんぞく 量 りょう の少 すく ない恒星 こうせい は、それだけ初期 しょき に近 ちか い時代 じだい で生成 せいせい された恒星 こうせい であると考 かんが えることができる[2] [6] 。このような初期 しょき 宇宙 うちゅう の恒星 こうせい は、現在 げんざい では見 み られないような、太陽 たいよう の数 すう 百 ひゃく 倍 ばい もの質量 しつりょう を持 も つ超大 ちょうだい 質量 しつりょう 星 ぼし であったと考 かんが えられているが、質量 しつりょう が大 おお きい恒星 こうせい は、寿命 じゅみょう が数 すう 百 ひゃく 万 まん 年 ねん と極 きわ めて短 みじか い時間 じかん で寿命 じゅみょう を迎 むか え、超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ を起 お こしてしまうため、種族 しゅぞく IIIと呼 よ ばれるこのような恒星 こうせい は未 いま だ発見 はっけん されていない[2] [6] 。しかし質量 しつりょう が小 ちい さな恒星 こうせい ならば、宇宙 うちゅう の開闢 かいびゃく から約 やく 138億 おく 年 ねん が経過 けいか した現在 げんざい でも観測 かんそく 可能 かのう なほどの長 なが い寿命 じゅみょう を持 も つことができる。これまでの理論 りろん では、宇宙 うちゅう の初期 しょき には太陽 たいよう 質量 しつりょう 程度 ていど の軽 かる い恒星 こうせい は形成 けいせい されないと考 かんが えられてきたが、2002年 ねん のHE 0107-5240と2005年 ねん のHE 1327-2326の発見 はっけん により、このような軽 かる い恒星 こうせい も形成 けいせい されていることが判明 はんめい した[2] [6] 。
HE 1327-2326は、HE 0107-5240と共 とも に、他 た の低 てい 金属 きんぞく 量 りょう の恒星 こうせい とは違 ちが う特徴 とくちょう がある。それは、炭素 たんそ や窒素 ちっそ の量 りょう が多 おお いことである[2] [6] 。2019年 ねん の研究 けんきゅう では、HE 1327-2326の[Fe/H]は-5.71に対 たい して[C/Fe]は4.18だった[5] 。この数字 すうじ は、鉄 てつ 原子 げんし は太陽 たいよう に比 くら べて10-5.71 = 約 やく 50万 まん 分 ぶん の1の割合 わりあい でしか含 ふく まれていない一方 いっぽう で、炭素 たんそ :鉄 てつ の比率 ひりつ は太陽 たいよう と比 くら べて104.18 = 1万 まん 5000倍 ばい に達 たっ することを意味 いみ する。このような特徴 とくちょう を持 も つ恒星 こうせい は炭素 たんそ 過剰 かじょう 金属 きんぞく 欠乏 けつぼう 星 ぼし (CEMP) と呼 よ ばれる[5] 。
HE 1327-2326からは、ニッケル の弱 よわ い吸収 きゅうしゅう 線 せん が認 みと められている[9] 。また、検出 けんしゅつ 可能 かのう なリチウム の吸収 きゅうしゅう 線 せん は発見 はっけん されていない[9] 。これは、HE 1327-2326の表面 ひょうめん で、リチウムを消費 しょうひ するような元素 げんそ の枯渇 こかつ が見 み られるためと考 かんが えられている[9] 。[O/Fe]OHの値 ね から推定 すいてい される[O/Fe]の値 ね は2.5か2.8であるが、これは準 じゅん 巨星 きょせい の値 ね である[O/Fe] < 3.0と矛盾 むじゅん しない値 ね である[10] 。また、似 に た恒星 こうせい であるHE 0107-5240と比較 ひかく すると、鉄 てつ と炭素 たんそ 以外 いがい の元素 げんそ 組成 そせい 比 ひ に無視 むし できない違 ちが いがあり、特 とく にMg /Feと、Sr /FeがHE 0107-5240と比 くら べると高 たか い[2] [6] 。これは、初期 しょき の恒星 こうせい の形成 けいせい 理論 りろん に強 つよ い制限 せいげん を加 くわ えるものである[2] [6] 。
HE 1327-2326のように金属 きんぞく 量 りょう が少 すく なく炭素 たんそ 量 りょう の多 おお い恒星 こうせい の形成 けいせい は、以下 いか のような複数 ふくすう の説 せつ がある。
金属 きんぞく 量 りょう の少 すく ない第 だい 2世代 せだい 説 せつ [ 編集 へんしゅう ]
金属 きんぞく をほとんど含 ふく まない種族 しゅぞく IIIである第 だい 1世代 せだい の大 だい 質量 しつりょう 星 ぼし が超新星 ちょうしんせい 爆発 ばくはつ を起 お こす際 さい 、重 じゅう 元素 げんそ をほとんど放出 ほうしゅつ しない特異 とくい な爆発 ばくはつ があったという説 せつ <[6] 。この場合 ばあい 、HE 1327-2326は、超新星 ちょうしんせい 残骸 ざんがい から生 う まれた第 だい 2世代 せだい の恒星 こうせい ということになる。この場合 ばあい 、対応 たいおう する第 だい 1世代 せだい の恒星 こうせい は、太陽 たいよう の数 すう 十 じゅう 倍 ばい の質量 しつりょう となる[6] 。この説 せつ は、HE 0107-5240と比 くら べた場合 ばあい の元素 げんそ 比 ひ の違 ちが いも説明 せつめい できる[6] 。
HE 1327-2326は、第 だい 1世代 せだい の恒星 こうせい の生 い き残 のこ りであるという説 せつ 。この説 せつ の場合 ばあい 、HE 1327-2326が準 じゅん 巨星 きょせい の段階 だんかい にあり[10] 、主 しゅ 系列 けいれつ 星 ぼし [6] に近 ちか いことが問題 もんだい となる。HE 0107-5240は巨星 きょせい まで進化 しんか した恒星 こうせい であるので、内部 ないぶ の元素 げんそ 合成 ごうせい がある程度 ていど 進 すす んでいるが、HE 1327-2326はそれほど進化 しんか していないため、表面 ひょうめん は内部 ないぶ で合成 ごうせい された元素 げんそ の影響 えいきょう を受 う けていないと考 かんが えられるからである[6] 。検出 けんしゅつ される元素 げんそ の説明 せつめい は、星 ほし 間 あいだ 物質 ぶっしつ からHE 1327-2326の表面 ひょうめん にわずかな降着 こうちゃく があるのと、軽 けい 元素 げんそ を供給 きょうきゅう する源 みなもと が必要 ひつよう となる[6] 。この場合 ばあい 、やや質量 しつりょう の大 おお きな恒星 こうせい とHE 1327-2326が連 れん 星 ぼし をなしており、先 さき に寿命 じゅみょう を迎 むか えた恒星 こうせい から軽 けい 元素 げんそ が供給 きょうきゅう されたと考 かんが えられている。この場合 ばあい 、連 れん 星 ぼし である証拠 しょうこ が見 み つかっていないのが問題 もんだい であるが、恐 おそ らく白色 はくしょく 矮星 として暗 くら く冷 ひ えており、検出 けんしゅつ 困難 こんなん な状態 じょうたい になっていると考 かんが えられている[6] 。またこの場合 ばあい 、どのようにして初期 しょき 宇宙 うちゅう から低質 ていしつ 量 りょう 星 ほし が生成 せいせい されるのかが問題 もんだい である[6] 。
HE 1327-2326は、ヨーロッパ南天 なんてん 天文台 てんもんだい のラ・シヤ天文台 てんもんだい に設置 せっち されている口径 こうけい 1メートルのシュミット式 しき 望遠鏡 ぼうえんきょう を用 もち いたクエーサー 探索 たんさく のための掃天観測 かんそく で撮影 さつえい された明 あか るい金属 きんぞく 欠乏 けつぼう 星 ぼし 1,777個 こ の中 なか から発見 はっけん された。2003年 ねん に、同 どう 天文台 てんもんだい の3.6メートル望遠鏡 ぼうえんきょう を用 もち いた観測 かんそく で極端 きょくたん に金属 きんぞく 量 りょう が少 すく ないことが明 あき らかとなり[2] [6] 、2004年 ねん のすばる望遠鏡 ぼうえんきょう の高 こう 分散 ぶんさん 分光 ぶんこう 器 き (HDS) を用 もち いた分光 ぶんこう 観測 かんそく によって詳 くわ しい化学 かがく 組成 そせい が明 あき らかとされた[2] [6] 。
^ a b パーセクは1 ÷ 年 とし 周 しゅう 視差 しさ (秒 びょう )より計算 けいさん 、光年 こうねん は1÷年 とし 周 しゅう 視差 しさ (秒 びょう )×3.2615638より計算 けいさん
^ 視 み 等級 とうきゅう + 5 + 5×log(年 とし 周 しゅう 視差 しさ (秒 びょう ))より計算 けいさん 。小数 しょうすう 第 だい 1位 い まで表記 ひょうき
^ [Fe/H]< -5の星 ほし をHMP星 ぼし 、[Fe/H]< -4の星 ほし をUMP星 ぼし (Ultra Metal-Poor star) と呼 よ び分 わ けることが多 おお い[7] 。
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座標 ざひょう : 13h 30m 05.951s , −23° 41′ 49.72″