青い巨星

ヘルツシュプルング・ラッセル図

スペクトル型

お

B

あ

ふ

グ

け

ま

ら

T

褐色矮星

白色矮星

赤色矮星

準矮星

主系列
（「矮星」）

準巨星

ジャイアンツ

赤色巨星

青色巨星

明るい巨人

超巨星

赤色超巨星

超巨星

絶対
値
(
M _V )

天文学において、青色巨星は、光度クラスが III (巨星) または II (明るい巨星)である高温の星です。標準的なヘルツシュプルング・ラッセル図では、これらの星は主系列の上方かつ右側に位置します。

この用語は、発達のさまざまな段階にあるさまざまな恒星、つまり主系列から移動した進化した恒星すべてに適用されるが、それ以外に共通点はほとんどないため、青色巨星は特定のタイプの恒星ではなく、単にHR図の特定の領域にある恒星を指す。青色巨星は、より質量が大きくあまり一般的でない恒星からのみ発達し、青色巨星の段階での寿命が短いため、赤色巨星よりもはるかにまれである。

巨星に分類される O 型および B 型の恒星は、同じ温度の通常の主系列恒星よりもいくぶん明るいことが多く、またこれらの恒星の多くは天の川銀河の銀河規模で地球に比較的近いため、夜空に輝く多くの恒星は、ベータ ケンタウリ(B1III)、ミモザ(B0.5III)、ベラトリックス(B2III)、おおいぬ座イプシロン星(B2II)、アルファ ルーピ(B1.5III) など、青色巨星の例です。

青色巨星という名前は、単に大きくて熱いという理由だけで、主系列星などの他の高質量の明るい星に誤って適用されることがあります。^[1]

青色巨星は厳密に定義された用語ではなく、さまざまな種類の恒星に適用されます。これらの恒星に共通するのは、同じ質量または温度の主系列星と比較して、サイズと明るさが中程度に増加していることです。また、スペクトル型 O、B、場合によっては初期 A を意味する青色と呼ばれるほど高温です。温度は約 10,000 K を超え、ゼロ年齢主系列(ZAMS) 質量は太陽の約 2 倍 ( M _☉ ) を超え、絶対等級はほぼ 0 またはそれ以上の明るさです。これらの恒星の半径は太陽の 5 ～ 10 倍 ( R _☉ ) に過ぎませんが、赤色巨星の半径は最大 300  R _☉です。

最も温度が低く、最も明るさの低い恒星は青色巨星と呼ばれ、水平枝上にある。これは赤色巨星段階を経て、現在は中心核でヘリウムを燃焼している中間質量の恒星である。質量と化学組成に応じて、これらの恒星は中心核のヘリウムを使い果たすまで徐々に青色方向に移動し、その後、赤色方向へ戻って漸近巨星枝(AGB) に戻る。通常スペクトル型が A であるRR こと座 RR 変光星は、水平枝の中央に位置する。RR こと座 RR ギャップよりも高温の水平枝の恒星は一般に青色巨星とみなされ、RR こと座 RR の恒星自体が、一部が F 型であるにもかかわらず青色巨星と呼ばれることもある。^[2] 最も高温の青色水平枝 (BHB) の恒星は極水平枝 (EHB) の恒星と呼ばれ、同じ明るさの主系列の恒星より​​も高温になることがある。このような場合、それらは青色巨星ではなく青色準矮星（sdB）と呼ばれ、HR図上で主系列の左側に位置することから名付けられており、主系列星であったときと比較して明るさと温度が増加したためではありません。^[3]

巨星には厳密な上限はないが、初期のO型星は主系列星や超巨星と区別して分類することが次第に難しくなり、その大きさや温度は元となった主系列星とほぼ同じで、寿命も非常に短い。良い例としてはプラスケット星がある。これは2つのO型巨星からなる近接連星で、どちらも50  M _☉を超え、温度は30,000 Kを超え、明るさは太陽（L _☉）の100,000倍以上である。天文学者の間では、スペクトル線の微妙な違いに基づいて、少なくとも1つの星を超巨星に分類するかどうかについて意見が分かれている。^[4]

HR 図の青色巨星領域に見られる恒星は、その生涯の段階が大きく異なりますが、いずれも中心部の水素供給がほぼ枯渇した進化した恒星です。

最も単純なケースでは、高温で明るい恒星は中心核の水素が枯渇するにつれて膨張し始め、まず青色準巨星、次に青色巨星となり、より低温かつより明るくなります。中質量の恒星は膨張と冷却を続け、ついには赤色巨星になります。大質量の恒星も水素殻燃焼が進むにつれて膨張し続けますが、その際の光度はほぼ一定で、HR 図上を水平方向に移動していきます。このようにして、大質量の恒星は青色巨星、明るい青色巨星、青色超巨星、黄色超巨星のクラスを素早く通過し、ついには赤色超巨星になります。このような恒星の光度クラスは、恒星の表面重力に敏感なスペクトル線から決定され、より膨張して明るい恒星はI (超巨星) 分類が与えられ、やや膨張が少なくより明るい恒星は光度IIまたはIIIと分類されます。^{[5]青色巨星は大質量で寿命が短いため、多くの青色巨星は}O–B 連星、つまり緩く結合した若い恒星の大規模な集まり として発見されています。

BHB 星はより進化しており、ヘリウム燃焼核を持つが、依然として広大な水素外殻を持つ。また、質量は 0.5～1.0  M _☉程度と中程度であるため、より質量の大きい青色巨星よりもかなり古いことが多い。^[6] BHB は、古い星団の色等級図に見られる目立つ水平方向の星の集まりにちなんで名付けられており、同じ年齢のヘリウム燃焼核星が、ほぼ同じ明るさでさまざまな温度で見られる。これらの星も、一定の明るさでヘリウム燃焼核段階を経て進化し、最初は温度が上昇し、その後 AGB に向かって移動するにつれて再び温度が下がる。ただし、水平枝の青い端では、明るさの低い星の「青い尾」が形成され、さらに高温の星の「青いフック」が形成されることもある。^[7]

一般に青色巨星とは呼ばれない、高度に進化した高温の恒星が他にも存在する。ウォルフ・ライエ星は、非常に明るく、極端な温度と目立つヘリウムと窒素の輝線で区別される。ポストAGB星は、ウォルフ・ライエ星に似ているがより小さく質量も小さい、惑星状星雲を形成する。青色はぐれ星は、その明るさの主系列星が巨星または超巨星に進化するはずの星団内の主系列上に明らかに観測される、珍しく明るい青色の恒星である。そして真の青色超巨星は、青色巨星を超えて進化し、スペクトルに大きな膨張の影響があることで識別される最も質量の大きい恒星である。

数兆年後に赤色矮星が中心核の水素を使い果たすと、純粋に理論的な星団が形成される可能性がある。これらの星は深部で対流を起こし、ヘリウムをどんどん蓄積するにつれて温度と光度がゆっくりと上昇し、最終的には核融合を維持できなくなり、急速に崩壊して白色矮星となると予想される。これらの星は太陽よりも高温になることはあっても、それ以上に明るくなることはないため、今日見られる青色巨星とはほとんど言えない。青色矮星という名前は造語だが、その名前は紛らわしい可能性がある。^[8]

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