2つのガスの環をもつ白色矮星

多くの惑星系は、その恒星よりも長く生き延びる。恒星が白色矮星（後に残される高密度の残骸）になると、そのまわりに塵の円盤ができることがあり、星に落ちてくる惑星の破片は、その大気に化学的な痕跡を残す。こうした円盤のいくつかは、ガスも含んでいる。そのガスは決まった波長で光り、最も多いのはカルシウムによる赤外線の3本組の線だ。これまで知られていた21個のガス円盤ではすべて、どの線も同じ形をしている。2つのピークだ。

回転する環が2つのピークを描くわけ

斜めから見たガスの円盤は、片側がこちらへ近づき、反対側が遠ざかっている。ドップラー効果によって、近づく側からの光はわずかに短い波長へ、遠ざかる側からの光は長い波長へずれる。それぞれの線は2つのピークに分かれ、ガスの公転が速いほど、その間隔は広がる。そしてケプラーの法則が求めるとおり、星に近いほどガスは速く公転する。

22個目の円盤

トリエステ大学とINAFトリエステ天文台のNicola Pietro Gentile Fusilloと、ウォーリック、バルパライソ、ロンドン、キールの共同研究者たちは、白色矮星WD J1328−1450が、むき出しの星から出るはずの量よりも多くの赤外線を放っていることに気づいた。温かい塵があるしるしだ。彼らは2021年と2023年の2度、ヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡（Very Large Telescope）に搭載された分光器X-shooterで、この星を観測した。

この星は太陽の0.47倍の質量をもち、それが太陽半径の1.5%の球に詰め込まれている。大気中のカルシウム、マグネシウム、ケイ素は、この星が惑星の物質を飲み込んでいることを示している。ところが、そのカルシウムと酸素の線には、ピークが2つではなく4つある。

WD J1328−1450の3本のカルシウム線（a）。どれも4つのピークをもつ。比較のため、ガス円盤の典型例であるSDSS J1228+1040の、いつもどおり2つのピークをもつ線（b）を並べている。— Figure 1, Gentile Fusillo et al. (2026), arXiv:2610.37773.

2つの環と1つの隙間

研究チームは、一方が他方の内側にある2つの平らなガスの環で、これらの線を再現した。太陽半径（太陽の半径）を単位として測ると、内側の環は0.14から0.34まで、外側の環は0.54から1.93まで広がり、その間には何もない隙間がある。内側の縁でさえ、星自身の半径のおよそ9倍離れている。

内側の環の2つのピークは速度にして約1,024キロメートル毎秒離れており、外側の環では約420キロメートル毎秒だ。内側のガスのほうが速く公転しているのだ。約2年の間、線の形はほとんど変わらなかった。環は安定している。

光るカルシウムガスを上から縮尺どおりに見た図。内側の環A、外側の環B、そして隙間。左上の棒が太陽半径1つ分で、赤が濃いほどガスが明るい。— Figure 3, Gentile Fusillo et al. (2026), arXiv:2610.37773.

マグネシウムは内側だけ

マグネシウムの線の1本は、ピークが2つしかない。内側の環だけから来ているのだ。もし外側の環が、カルシウムに対して内側の環と同じ割合のマグネシウムを含んでいたなら、そのピークはノイズレベルの6倍を超える強さで浮かび上がっていたはずだ。だが、それは見当たらない。マグネシウムとカルシウムの比は、物質の指紋になる。石質隕石の一族であるコンドライトでは約5から15、地球のマントルでは約8、地殻では約1.6だ。2つの環はおそらく、別々の母天体から来ている。あるいは、マグネシウムに富むマントルとマグネシウムに乏しい地殻に分かれていた1つの天体の、異なる層から来ているのかもしれない。

何かがそれぞれの環にガスを供給しているはず

こうした円盤の中のガスは広がっていくが、外側へ漂って約1,200–1,500ケルビンより冷えると、再び凝縮して粒子に戻る。そのため、各環はガスが作られる場所の近くにとどまる。では、2つの離れた場所でガスを作っているのは何なのか。円盤の内縁で塵が蒸発するだけでは、隙間は残せない。塵が衝突で細かく砕かれているのだとしたら、隙間の中だけではたらく未知のブレーキが必要になる。

区別できないほど近い2つの白色矮星だろうか。Gaiaには1つの星しか見えず、そもそもガス円盤をもつ白色矮星は0.067%にすぎない。2つ同時となれば、まずありえない。1つの惑星が隙間を掃き清めているのだろうか。著者らの計算では、隙間の近くで生き残れる最大の鉄の天体でも直径440キロメートルで、高温のガスをつなぎとめるには重力がまったく足りない。それに、両側にある2つの環でガスがどう作られるのかも説明できない。

著者らが代わりに目を向けるのは、SDSS J1228+1040だ。そこでは、およそ2時間ごとに繰り返す信号が見つかっており、これは円盤の中にある高密度の固体天体が、塵と相互作用しながらガスを作っているとしか説明できない。彼らの提案は、各環にそうした微惑星（惑星の材料となる小さな固体天体）が1つずつあるというものだ。

生き残りはどこまで大きくなれるか

星にこれほど近いと、重力は天体の近い側を遠い側より強く引き、天体を引き裂きかねない。内部の強度をもたない天体なら、既知のどの物質よりも高い密度が必要になる。内側の環の内縁では、少なくとも1立方センチメートルあたり3,600グラムだ。したがって、2つの生き残りは内部の強度をもっているはずである。鉄の密度と、太陽系の岩石天体の強度を仮定すると、内側の天体の直径は最大でも、環の内縁で45キロメートル、外縁で172キロメートル。典型的な小惑星ほどだ。外側の天体は、環の内縁で346キロメートル、外縁で2,340キロメートルに達しうるし、外縁にある岩石天体なら約3,500キロメートルにもなりうる。ケレスほどの大きさから、冥王星、さらには月ほどの大きさまでだ。

影が隙間をまねている可能性

もう1つの可能性はまだ残っている。内縁が膨らんだ1つの円盤があり、その膨らみが0.34から0.54太陽半径の領域に影を落としている、というものだ。これなら、内側の環が外へ向かうほど暗くなり、外側の環が明るくなる理由も説明できる。しかし、ほかのどの白色矮星にも、ガス円盤をもつどの若い星にも、4つのピークは見られない。塵の円盤が星に対して2倍以上明るいWD J0846+5703でさえそうだ。著者らは、そのような影の直接の証拠も、それがここにだけ現れる理由も見つけていない。

いくつもの円盤の形が、塵のデータに同じくらいよく合う。また、この星が物質を取り込む割合はごく平凡なので、円盤がまだ若く、おそらく300,000〜600,000年しか供給を受けておらず、混沌とした初期段階にあるという可能性も残っている。

惑星の一生の両端にある環

隙間で隔てられた環は、若い星のまわりで惑星が生まれる原始惑星系円盤では、おなじみの光景だ。規模も中心の星も、これ以上ないほど違う。それでもWD J1328−1450は、似たようなプロセスが惑星系を、その誕生のときにも、まさに最期のときにも形づくっているかもしれないことを示唆している、と著者らは書いている。