青いループ

恒星進化の分野では、ブルーループとは進化した恒星の一生のうち、冷たい恒星からより熱い恒星へと変化し、その後再び冷える段階を指す。この名前は、ヘルツシュプルング・ラッセル図上の進化の軌跡の形状に由来しており、図の青い（すなわち熱い）側、青色巨星枝と呼ばれる場所に向かうループを形成する。^[1]

ブルーループは、赤色超巨星、赤色巨星分枝星、または漸近巨星分枝星で発生することがあります。星によっては、複数のブルーループが発生する場合があります。セフェイドのような脈動変光星の多くはブルーループ星です。水平分枝上の星は、赤色巨星や漸近巨星分枝上の星よりも一時的に高温になりますが、一般的にブルーループ上にあるとは呼ばれません。ループは個々の星で観測するにはあまりにもゆっくりと発生しますが、理論と H-R 図における星の特性と分布から推測されます。

赤色巨星分枝 (RGB) のほとんどの星は不活性なヘリウム核を持ち、ヘリウムフラッシュによって水平分枝に移動するまで RGB に留まります。ただし、約 2.3  M _☉より重い星には不活性な核がありません。赤色巨星分枝の先端に到達する前にヘリウムをスムーズに点火し、核でヘリウムを燃焼させると熱くなります。この段階ではより重い星がより熱くなり、約 5  M _☉以上の星は一般にブルーループを経験しているとみなされ、これは 100 万年程度続きます。このタイプのブルーループは、星の一生の間に 1 回だけ発生します。^{[2] [3] [4]}

漸近巨星分枝（AGB）の恒星は、炭素と酸素からなる不活性な核を主に持ち、核の周りの同心円状の殻で水素とヘリウムを交互に融合させている。ヘリウム殻の燃焼が始まると熱パルスが発生し、場合によっては恒星の温度が一時的に上昇してブルーループが発生する。殻が交互にオンとオフを繰り返すため、多くの熱パルスが発生する可能性があり、同じ恒星で複数のブルーループが発生することもある。^[5]

赤色超巨星は、主系列を離れ、大きく膨張して冷却した大質量星である。高輝度と低表面重力は、急速に質量を失っていることを意味する。最も明るい赤色超巨星は、急速に質量を失い、より高温で小型化する。最も質量の大きい星では、これにより星は赤色超巨星段階から永久に進化して青色超巨星になる可能性があるが、場合によっては星が青色ループを実行して赤色超巨星に戻る。^{[6] [7]} おおいぬ座VY星は、そのような第2赤色超巨星段階の候補星の1つである。^[8]

青いループを実行している恒星は、主系列より上のH-R図の黄色の部分を横切るため、その多くは不安定帯と呼ばれる領域を横切る。この領域の恒星の外層は不安定で脈動しているからである。青いループ中に不安定帯を横切る漸近巨星枝の恒星は、おとめ座W型変光星になると考えられている。赤色巨星枝からの青いループ中に不安定帯を横切るより質量の大きい恒星は、ケフェウス座δ型変光星を構成すると考えられている。どちらのタイプの恒星も、この段階では明るく不安定な光球を持ち、しばしば超巨星のスペクトルを持つが、そのほとんどは炭素を融合したり超新星爆発に達するほど質量が重くはない。^{[5] [9] [10]}

ブルーループ段階にあると考えられる星の注目すべき例には以下のものがあります。

• カノープス
• アルネブ^[11]
• エタ・レオニス^[12]
• 4 リザド類^[1]