はぎ取られた星、隠れた相棒、4.2時間の軌道

天の川銀河の外にある小マゼラン雲で、小さく非常に高温の恒星が、光を出さない相棒のまわりを4時間10分ごとに一周している。その名はDGL-3。隠れた相棒は、おそらく中性子星だ。中性子星とは、重い恒星が爆発したときに残る、超高密度のつぶれた中心核である。

外層をはぎ取られた星

DGL-3ははぎ取られた星（stripped star）である。伴星との相互作用で、水素に富む外側の層（外層）を失ったのだ。残ったものはコンパクトで高温、水素に乏しく、中心でヘリウムを燃やしている。

質量：明るさから推定して太陽の約3.4倍。誤差の幅は大きく偏っている（太陽質量の2.96〜7.72倍）。
半径：太陽の約0.77倍。表面温度：約71,000ケルビン。水素：表面のわずか10%。

この「中間的な」質量をもつ星は、中心核がつぶれて中性子星になるほどには重いが、ブラックホールをつくるほどには重くない。現在のモデルでは、合体できるほど近い中性子星のペア、つまり重力波を放ちながららせんを描いて近づいていくペアは、まず、まさにこの段階を経る。はぎ取られた星のまわりを中性子星が回る段階である。この段階はこれまで直接観測されたことがなく、予測される合体率は何桁にもわたってばらついている。

光らない相棒の重さを量る

研究チームは2019年から2022年にかけて、チリにある口径6.5メートルのマゼラン望遠鏡で38本のスペクトルを取得した。星のスペクトル線、つまり星の光の中の決まった色に現れる暗い線は、星が私たちに近づくときは青の側に、遠ざかるときは赤の側にずれる（ドップラー効果）。そのずれから、星が最大151.4 km/sで私たちに近づいたり遠ざかったりをくり返し、4.1693時間で一周する円軌道を描いていることがわかる。

周期と速度から質量関数が得られる。質量関数は、相棒の質量を、星自身の質量と、地球から見た軌道の傾き（軌道傾斜角）に結びつけるものだ。軌道をちょうど真横から見ている場合に、その軌道で許される最も軽い相棒の質量が得られる。星の質量の不確かさを考慮すると、この最小値の典型的な値は太陽質量の1.38 ± 0.25倍で、白色矮星が達しうる1.4（後述）をわずかに下回る。したがって、軌道だけでは白色矮星の可能性を排除できない。

ふつうの恒星ではない：それほど重い恒星なら大きすぎて、これほど狭い軌道には収まらない。
2つ目のはぎ取られた星でもない：本物のスペクトルに偽のはぎ取られた伴星を紛れ込ませると、毎回検出された。ところが実際のデータには、その痕跡がない。

残るのはコンパクト天体である。白色矮星（軽い恒星が残した高密度の中心核）、中性子星、またはブラックホールだ。

2.5%の揺らぎから99.4%

2022年12月18日、ラ・シーヤにある口径3.5メートルの望遠鏡の高速カメラが、約3.4時間にわたって20秒ごとにDGL-3を撮影した。その明るさは、1周回につき2回、約**2.5%**上下する。相棒の重力が星をわずかに卵形に引き伸ばし、私たちは1周するあいだにその長い側を2回見ることになるからだ。その変化の大きさは、相棒の質量と軌道傾斜角によって決まる。

研究チームはこの光度曲線について500,000通りのモデルを計算し、それぞれをデータとの一致の度合いに応じて重みづけした。相棒の質量については、次のようになる。

最も確からしい値は太陽質量の1.58倍である。
白色矮星の可能性を排除する限界であるチャンドラセカール限界、太陽質量の1.4倍を下回るのは、確率全体のわずか**0.6%である。したがって、相棒が白色矮星であるには重すぎる確率は99.4%**となる。
確認済みのブラックホールの範囲に入るのは、わずか**3.4%**である。重い側の裾の残りは、中性子星とブラックホールのあいだのすき間に入る。

したがって、相棒として最も可能性が高いのは中性子星である。ただしこれは確率であって、証明ではない。X線望遠鏡は何も検出しなかった。相棒からガスをのみ込む中性子星ならX線で輝くはずだが、著者たちは、この沈黙は弱い恒星風によってガスを供給される中性子星と矛盾しないと考えている。

コンピュータモデルが描く未来

研究チームは次に、恒星進化計算コードMESAを使って、この連星系を進化させた。太陽質量の3.6倍のはぎ取られた星、1.4倍の中性子星、4.2時間の軌道という設定である。ここから先は予測であって、観測ではない。

星は中心核でさらに140万年ヘリウムを燃やし、その後膨らむ。これほど狭い軌道では、太陽半径の半分だけ大きくなるだけで星はあふれ出し、相棒にガスを注ぎ込む。
26,000年のあいだに、太陽質量の1.2倍が宇宙空間へ逃げ出す。中性子星がのみ込むのは太陽質量の0.00072倍にすぎないが、それでも79ミリ秒に1回転するまで自転を速めるには十分だ。軌道は1.9時間に縮む。
水素をすべてはぎ取られた星は超新星として爆発し、2つ目の中性子星を残す。軌道速度がほぼ800 km/sに達するため、このペアを引き離せるのは、異常に大きなキック、つまり爆発が生まれたばかりの中性子星に与えうる反動だけだ。
爆発は約1太陽質量のガスを吹き飛ばす。2つの中性子星が残り、より広く細長い4.4時間の軌道を回って、2億2000万年後に合体する。

予測が崩れうるところ

著者たちによれば、最大の弱点は、逃げ出すガスがどれだけの角運動量、つまり軌道の「回転の量」を持ち去るかである。7つあるモデルの変種のうち1つでは、失われたガスが2つの星を囲む円盤をつくり、2回目の超新星爆発の前にペアが合体してしまう。残りの6つでは、2つの中性子星が形成され、最終的に1億7500万年後から79億年後のあいだに合体する。

DGL-3までの距離は約60,600パーセク、およそ20万光年である（1パーセクは約3.26光年）。著者たちによれば、もしこれが60〜600倍近く、つまり100〜1,000パーセク以内にあれば、LISAのような低周波の重力波観測所で検出できるという。