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　星がどのように生まれてどのように死ぬか、その一生を解き明かすことは、天文学最大の研究テーマの一つである。星は、星雲のようなガスの濃い領域で、ガスが互いの重力によって引かれあって集まることで生まれる。生まれたての星がさらにガスを獲得すると、核融合反応を起こすようになり、主系列の星になる。星はその一生のほとんどを主系列の星として過ごすが、それから先の晩年期の姿は星の質量によって大きく異なる。質量が太陽の8倍以上もある「大質量星」では、核融合反応が進むにつれ星内部からの輻射圧が非常に強くなり、膨張していく。輻射圧が星表面での重力よりも強くなってしまうと、星表面でのガスは宇宙空間に放出されてしまい、星は「高光度青色変光星」とよばれる段階に移る。ガス放出を続けて質量を失った大質量星は、やがて超新星爆発を起こしてその一生を終える。このガス放出や衝撃波が大質量星の進化だけでなく多様な星間物質の形態や性質を決める重要な役割を担っていることはこれまでに分かっていたが、肝心のガス放出や衝撃波の詳しい構造に関しては不明な点が多く残っていた。

　今回、東京大学大学院と京都産業大学などから成る研究グループは、京都産業大学神山天文台などとの共同研究によって、0.91-1.36μm（マイクロメートル）の赤外線波長帯において「はくちょう座P星」を観測した。はくちょう座P星は地球から最も近い（5500光年）高光度青色変光星であり、太陽の80倍程度の質量を持っている。この天体は1600年に大規模な爆発を起こしていることでよく知られており、また現在に至るまでガス放出を続けている。観測は、京都産業大学神山天文台の荒木1.3m望遠鏡にて、東京大学と京都産業大学の研究者が参加するLIH （Laboratory of IRHigh-resolution Spectroscopy）によって独自開発された近赤外線高分散分光装置「WINERED」を用いて行われた。

　本研究の成果は雑誌「Monthly Notices of Royal Astronomical Society」にオンライン出版された。本研究により、高光度青色変光星からの定常的なガス放出によって作られる衝撃波の存在と、そのサイズが観測的に初めて明らかになった。観測された衝撃波のサイズは理論モデルとよく一致しており、理論モデルの正しさを立証することができた。また、定常的なガス放出に伴う質量損失率が正確に求められるようになったことで、大質量星がどれだけの速さで質量を失って死んでいくか、その進化過程の理解がさらに促進されると期待される。加えて、これまで[Fe II] 輝線は衝撃波由来だということは知られていたものの、実際に衝撃波がどこで作られているかは分かっていなかった。今回、[Fe II] 輝線のほとんどが星のごく近くの衝撃波から放射されていると分かったことで、これまでガス放出の証拠が見つかっていなかったほかの大質量星に対しても、[Fe II] 輝線を手掛かりにして新たにガス放出の証拠を見つけることができるのではないかと期待される。

むすんで、うみだす。　　上賀茂・神山　京都産業大学

関連リンク
●死にゆく大質量星が星のごく近くに作る衝撃波を発見
　https://www.kyoto-su.ac.jp/news/20180912_859_lih.html
●ふたご座流星群の母天体・小惑星フェートンの素顔に迫る！
　https://www.kyoto-su.ac.jp/news/20180903_859_comet.html
●京都産業大学 神山天文台
　https://www.kyoto-su.ac.jp/observatory/index.html