ソーン・ジトコフ天体[1]（英語: Thorne??ytkow object、T?O)は、赤色巨星か赤色超巨星の核に中性子星が含まれている仮説上の恒星である。キップ・ソーンとアンナ・ジトコフによって1977年に提唱された[2]。このような天体の候補はいくつか見つかっているが、確認されたものはない[3]。
形成

ソーン・ジトコフ天体は、中性子星が恒星（典型的には赤色巨星や赤色超巨星）と衝突して形成される。このような天体衝突は、非常に混雑した星団の中で偶発的に生じる可能性がある。また別の可能性として、連星を構成するの片方の恒星が、超新星爆発を起こして中性子星になる場合にも起こり得る。超新星爆発は厳密な対称性を伴って起きるわけではなく、また質量放出で連星系の拘束エネルギーが変化するため、爆発は連星系の軌道に変化をもたらすことになる。中性子星の新しい軌道は、連星系の片方の恒星と交差することや、またはその恒星が主系列星だった場合、赤色巨星に成長した際に飲み込まれることがある[4]。

中性子星が赤色巨星の外層に突入すると、中性子星と外層の間に働く抗力が連星系の軌道を減衰させ、中性子星と赤色巨星の核は互いの中に落ち込んで行く。最初に離れていた距離に応じて、この過程には、数百年を要する。2つの天体が衝突すると、中性子星と赤色巨星の核は融合する。合計質量がトルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界を超えればブラックホールに崩壊し、超えなければ2つの恒星は融合して1つの中性子星となる。
性質

中性子星の表面は非常に熱く、温度は109 Kを超える。この熱の大部分は、降着ガスによる核融合と中性子星の重力によるガスの圧縮が由来である[5][6]。この高温のため、通常は起こらないような核過程が起こる。水素は、通常の恒星内元素合成をするのではなく、融合して異なる同位体の混合物を作り、また、ソーン・ジトコフ天体の内部では、rp過程が起こると考える研究者もいる[7]。

ソーン・ジトコフ天体は、観測上では、赤色超巨星のように見えるか、あるいは、高温により水素に富んだ表層が吹き飛ばされた場合は窒素に富んだウォルフ・ライエ星のように見えると予想されている。
関連項目

赤色巨星

赤色超巨星

ウォルフ・ライエ星

中性子星

脚注[脚注の使い方]
出典^ “奇妙なハイブリッド「ソーン・ジトコフ天体」の候補を初検出”. AstroArts (2014年6月13日). 2020年2月10日閲覧。
^ Thorne, Kip; ?ytkow, Anna (March 1977). “Stars with degenerate neutron cores. I - Structure of equilibrium models”. The Astrophysical Journal 212 (1): 832?858. Bibcode: 1977ApJ...212..832T. doi:10.1086/155109. 
^ Vanture, Andrew; Zucker, Daniel; Wallerstein, George (April 1999). “U Aquarii a Thorne??ytkow Object?”. The Astrophysical Journal 514 (2): 932?938. Bibcode: 1999ApJ...514..932V. doi:10.1086/306956. 
^ Brandt, Niel; Podsiadlowski, Philipp (May 1995). “The effects of high-velocity supernova kicks on the orbital properties and sky distributions of neutron-star binaries”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 274 (2): 461?484. Bibcode: 1995MNRAS.274..461B. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995MNRAS.274..461B/abstract. 
^ Eich, Chris; Zimmerman, Mark; Thorne, Kip; ?ytkow, Anna (November 1989). “Giant and supergiant stars with degenerate neutron cores”. The Astrophysical Journal 346 (1): 277?283. Bibcode: 1989ApJ...346..277E. doi:10.1086/168008. 
^ Cannon, Robert; Eggleton, Peter; ?ytkow, Anna; Podsialowsky, Philip (February 1992). “The structure and evolution of Thorne-Zytkow objects”. Astrophysical Journal 386 (1): 206?214. Bibcode: 1992ApJ...386..206C. doi:10.1086/171006. 
^ Cannon, Robert (August 1993). “Massive Thorne??ytkow Objects - Structure and Nucleosynthesis”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 263 (4): 817. Bibcode: 1993MNRAS.263..817C. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1993MNRAS.263..817C/abstract. 

表

話

編

歴
恒星
恒星進化論

星形成

前主系列星

主系列星

赤色巨星分枝

水平分枝

漸近巨星分枝

汲み上げ効果

不安定帯

レッドクランプ

PG1159型星

惑星状星雲

原始惑星状星雲

高輝度赤色新星

高光度青色変光星

ウォルフ・ライエ星

擬似的超新星

超新星

極超新星

ヘルツシュプルング・ラッセル図

原始星

分子雲

暗黒星雲

ボーク・グロビュール


HII領域

若い星状天体

ハービッグ・ハロー天体

林トラック

林の限界線

ヘニエイトラック

オリオン変光星

おうし座T型星

オリオン座FU型星


ハービッグAe/Be型星

光度階級
スペクトル分類

極超巨星

黄色極超巨星


超巨星

青色超巨星

黄色超巨星

赤色超巨星


輝巨星

巨星

青色巨星

赤色巨星


準巨星

主系列星（矮星）