ベテルギウスが伴星をのみ込めば、空が閃く

オリオン座の肩にあたる赤色超巨星ベテルギウスは、空で最もよく研究されている星の一つで、その半径は太陽の800倍近くある。何十年ものあいだ、天文学者たちは、この星が相棒を隠しているのかどうかを議論してきた。私たちの視線方向の速度が奇妙に揺れ動き、明るさには長い副周期があり、しかも予想外に速く自転しているからだ。

最近の解析は、この3つすべてを、ベテルギウスの広がった外層大気の内側を回る低質量の伴星で説明している。伴星はおよそ6年に1回、地球と太陽の距離の約8.6倍のところを周回している。この星には今では名前もある。オリオン座α星B、あるいはシワルハ（Siwarha）、アラビア語で「彼女の腕輪」という意味だ。2つの望遠鏡がおそらくこの星を直接とらえているが、その検出はまだ暫定的で、質量の推定はモデルに左右される。

ゆっくりと死の螺旋を描く伴星

その軌道は安定していない。ベテルギウスの巨大で激しく対流する外層では、潮汐が星の自転と軌道とのあいだで回転をやりとりし、軌道を縮めていく。その一方で、巨星は膨らみ続ける。やがて巨星の表面が伴星に届き、小さいほうの星はのみ込まれる。それに続く段階を、天文学者は共通外層と呼ぶ。2つの星が1つのガスの体を共有する状態だ。

こうしたのみ込みは、高光度赤色新星と呼ばれる既知の種類の爆発的増光を引き起こす。私たちの銀河系ではおよそ10年に1つの割合で起こるが、大半ははるかに遠くで起こり、爆発してから初めて見つかる。ベテルギウスは珍しい例になるだろう。近くにあってよく測定された星が、出来事の前にとらえられているのだから。

カリフォルニア大学サンタクルーズ校、ニューヨークのフラットアイアン研究所計算天体物理学センター、そしてハーバード・スミソニアン天体物理学センターのNaunet Leonhardes-Barbozaと同僚たちは、実際の伴星の不確かな質量をカバーするために、0.7、1.0、2.0太陽質量の伴星を組み合わせて、ベテルギウスをのみ込みの瞬間まで進化させた。質量に応じて、その瞬間は彼らのモデルでは7,262年後、5,702年後、4,293年後に訪れる。著者たちは、これらの年代を桁の目安としてしか扱っていない。乱流に満ちた外層の中で潮汐がどう働くかには、10倍以上の不確かさがあるからだ。

中心核の近くで引き裂かれる

のみ込まれた伴星は、軌道エネルギーをガスに注ぎ込みながら、ますます速く螺旋を描いて内側へ落ちていく。そして中心から太陽半径の数倍のところで、巨星の重力によって引き裂かれる。軽いほうの2つのケースでは、伴星はまだ若い星で、主要な安定した段階に入っておらず、ふくらんだ低密度の外層をもっている。2太陽質量の伴星はもっとコンパクトだ。

チームはこのエネルギーを、ガスと放射の1次元シミュレーションに入力した。このシミュレーションは星を完全な球として扱い、中心からの距離とともに変わるものだけを追う。合計で6.3〜13.9 × 10⁴⁸エルグ（エルグはごく小さなエネルギーの単位）が、星のかき混ぜられた水素の外層（熱いガスが、沸騰する湯のように上昇しては沈む層）の底よりも下、内部の深いところで解放される。深すぎて、光はすぐには外へ出られない。代わりに、このエネルギーは圧力波を生み、それが急峻になって衝撃波となり、太陽半径の数倍のところから、中心から約820太陽半径の表面まで外向きに進んでいく。1.0太陽質量のモデルでは、表面に達するまでに約28日かかる。

金星より明るく、シリウスより青く

衝撃波が表面を突き破ると、ベテルギウスは急激に明るくなる。ピークは毎秒2.4〜6.2 × 10⁴¹エルグに達する。これは太陽の放射の1億倍ほどにあたり（図4ではおよそ10⁸太陽光度の位置に描かれている）、現在のベテルギウス自身の明るさのおよそ600〜1,600倍になる。明るい段階は短く、ピークの半分の明るさで輝く2つの時点のあいだで数えて1.5〜2日である。

0.7、1.0、2.0太陽質量の伴星について予測された閃光。ピークを中心に描いている。実線は引き裂かれた伴星の質量とエネルギーを含み、破線は螺旋落下のエネルギーだけを数えたもの。— Figure 4, Leonhardes-Barboza et al. (2026), arXiv:2610.31755.

著者たちによれば、地球から見たこの爆発的増光は金星の数倍の明るさになり、それでも満月よりは暗く、今の夜空で最も明るい恒星シリウスをはるかにしのぐ。色は劇的に変わるだろう。衝撃波がまだ内部に埋もれているあいだは赤く、高温のガスが表面に達すると突然シリウスより青くなり、放出されたガスが膨張して冷えるにつれて再び赤くなっていく。

左：ベテルギウスのモデル（色付きの星印）は、観測された赤色新星の初期ピークの中でも、最も明るく最も短いものの仲間に入る。右：1.0太陽質量のモデルが夜空で描くと予測される軌跡を、月、金星、木星、明るい恒星と比べたもの。色のスケールはピークからの日数を表す。— Figure 5, Leonhardes-Barboza et al. (2026), arXiv:2610.31755.

のみ込まれた星を記憶する閃光

伴星が重いほど、閃光は明るくなる。ピーク光度はおおよそ伴星の質量の0.93乗に比例して増え、最も軽いモデルと最も重いモデルとでは約2.5倍の差がある。継続時間はほとんど変わらず、その差は約35%にとどまる。つまり、初期の青い閃光は、のみ込まれた星についての測定可能な記憶を宿しているのだ。

伴星が引き裂かれることも重要だ。それはエネルギーを加えるが、放出されるガスに質量も加えるため、1グラムあたりが受け取るエネルギーは少なくなる。シミュレーションでは、これを含めると、螺旋落下のエネルギーだけの場合に比べてピークがわずかに低くなる。

太陽6〜11個分のガス

この合体では、水素に富むガスが6.15〜11.19太陽質量も、秒速約200キロメートルで吹き飛ばされる。これはベテルギウスの外層のかなりの部分にあたる。古典的なエネルギー収支の式によれば、最も軽い伴星では何も放出されないはずだ。それでもシミュレーションでは6太陽質量以上が放出される。衝撃波が外側の層を、そうした収支ではとらえきれないかたちで押し出すからだ。

ベテルギウスは最後に超新星になると予想されており、それはおそらく今後10万年以内に起こる。もし合体が先に起これば、その爆発は、合体が残していったガスの中で起こることになる。

古い傷跡、塵、そして偏ったガス

ベテルギウスの過去を、誰もが同じように読み解いているわけではない。一部の研究者は、その速い自転や珍しい表面組成を、伴星の存在の兆しではなく、以前に起きた合体の痕跡とみている。もし両方の解釈が正しければ、ベテルギウスにはもっと複雑な歴史、おそらくは複数の星からなる系の中での歴史が必要になる。著者たちは、ベテルギウスとシワルハのペアに絞って議論している。

また、このモデルは1次元だが、実際の合体は偏っていて乱流に満ちている。さらにモデルは、ベテルギウスがすでに放出したガスや塵を無視している。そうした物質との衝突は閃光の幅を広げ、ピークを暗くするので、予測された明るさはおおよその上限、継続時間は下限にあたる。厚い塵があれば、爆発的増光は可視光ではより赤く暗くなり、代わりに赤外線で輝くかもしれない。ただし、著者たちが引用している以前のある見積もりによれば、塵は閃光をわずかに赤くするだけで、隠してしまうことはないという。