青色超巨星

ヘルツシュプルング・ラッセル図

スペクトル型

O

B

A

F

G

K

M

L

T

褐色矮星

白色矮星

赤色矮星

亜矮人

主系列（「矮星」）

亜巨星

ジャイアンツ

赤色巨星

青色巨星

輝く巨人たち

スーパージャイアンツ

赤色超巨星

ハイパージャイアント

絶対値( _MV )​

青色超巨星（BSG）は、高温で明るい星であり、OB型超巨星と呼ばれることが多い。通常、光度クラスI、スペクトルクラスB9以前の星とみなされるが^{[ 1 ]} 、 A型超巨星も青色超巨星とみなされることがある^{[ 2 ] [ 3 ] [ 4 ] 。}

青色超巨星は、ヘルツシュプルング・ラッセル図の左上、主系列星の上方右側に位置します。低質量星の赤色巨星分枝になぞらえて、この領域は青色巨星分枝とも呼ばれます。^{[ 2 ]}青色超巨星は太陽より大きく、赤色超巨星より小さく、表面温度は10,000～50,000 K、光度は太陽の約10,000～100万倍です。青色超巨星は、多くの場合、高質量で水素を核融合する主系列星とヘリウムを核融合する赤色超巨星の間の進化段階ですが、^{[ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]}新たな研究では、恒星合体の結果である可能性も示唆されています。^{[ 7 ] [ 8 ]}

超巨星の大部分は青色（B型）超巨星であり、O9.5からB2型の青色超巨星は主系列星よりもさらに多く見られます。^{[ 9 ]}青色超巨星は短命であると予測される理論モデルから予想されるよりも多くの主系列後青色超巨星が観測されています。これが青色超巨星問題の原因となっていますが、異常な恒星内部構造（高温の青色超巨星は水素核融合コアが大きすぎ、低温の青色超巨星はヘリウム核融合コアが小さすぎるなど）がこれを説明できる可能性があります。^{[ 10 ]}

かつては、青色超巨星は恒星が星間塵雲を通過する際に星間物質を「摂取」することによって生じると考えられていたが、 ^{[ 11 ] [ 8 ]}現在のコンセンサスは、青色超巨星は進化した大質量星であり、恒星進化の自然な結果であり、主系列星よりも大きく明るいということである。初期質量が約10〜300 M☉_のO 型星と初期 B 型星は、水素が消費され、重元素(原子番号 26 (Fe) 以下) が星の表面付近に現れ始めると、わずか数百万年で主系列から離れて進化する。これらの星は通常青色超巨星になるが、その一部 (特に質量が大きいもの) は直接ウォルフ・ライエ星に進化する可能性がある。^{[ 12 ]}超巨星段階への膨張は、恒星の中心部の水素が枯渇し、水素殻燃焼が始まるときに起こるが、対流によって重元素が表面に引き上げられ、放射圧の増加による質量損失によっても引き起こされる可能性がある。^{[ 13 ]} 

青色超巨星は主系列星から新たに進化し、極めて高い光度、高い質量放出率を持ち、一般的に不安定です。その多くは、極端な質量放出のエピソードを経て、高光度青色変光星（LBV）になります。質量の小さい青色超巨星は、赤色超巨星になるまで膨張を続けます。その過程で、黄色超巨星または黄色超巨星として一定期間を過ごす必要がありますが、この膨張はわずか数千年で起こるため、これらの星はまれです。質量の大きい赤色超巨星は、外層大気を吹き飛ばし、青色超巨星に進化し、さらにウォルフ・ライエ星へと進化する可能性があります。^{[ 14 ] [ 15 ]}赤色超巨星の正確な質量と組成によっては、 II型超新星として爆発するか、最終的に外層を十分に放出して再び青色超巨星になる前に、青色ループを複数回実行することができます。青色超巨星は、最初の時よりも光度は低いものの、より不安定です。^{[ 16 ]}もしそのような星が黄色の進化の空白地帯を通過できるならば、それは低光度LBVの1つになると予想される。^{[ 17 ]}

最も質量の大きい青色超巨星は光度が高すぎて広範囲の大気を保持できず、赤色超巨星に膨張することはありません。境界線は約40 M☉ですが、最も低温で最大の赤色超巨星は、初期質量が 15～25 M☉ の星から発生します_。より質量の大きい青色超巨星が_、ウォルフ・ライエ星として安全に老齢期を経て最終的に白色矮星に進化するのに十分な質量を失うのか、ウォルフ・ライエ星の段階に達して超新星として爆発するのか、あるいは青色超巨星のまま超新星として爆発するのかは明らかではありません。^{[ 12 ]}  

超新星の起源は、最も一般的には赤色超巨星であり、赤色超巨星だけが超新星として爆発できると考えられていました。しかし、 SN 1987A は、その起源であるSanduleak -69° 202が B3 青色超巨星であったため、天文学者にこの理論を再検討させるに至りました。^{[ 18 ]}現在では、青色超巨星や黄色超巨星を含む、進化した大質量星のほぼすべてのクラスが超新星として爆発できることが観測から分かっていますが、その詳細なメカニズムを理論的に説明するのはまだ困難です。^{[ 19 ]}ほとんどの超新星は比較的均質な II-P 型であり、赤色超巨星によって生成されますが、青色超巨星は、SN 1987A のように光度が低いものから、多くの IIn 型超新星のように非常に明るいものまで、幅広い光度、継続時間、スペクトル型の超新星を生成することが観測されています。^{[ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]}

極めて質量が大きいため、寿命は比較的短く、主に散開星団、渦巻銀河の腕、不規則銀河などの若い宇宙構造で観測されます。渦巻銀河の中心部、楕円銀河、球状星団ではめったに観測されません。これらのほとんどは古い星で構成されていると考えられていますが、最近、天の川銀河の中心部にはいくつかの巨大な散開星団とそれに伴う若い高温の星が存在することが発見されました。^{[ 23 ]}

最もよく知られている例は、オリオン座で最も明るい星であるリゲルです。その質量は太陽の約20倍、光度は約11万7000倍にもなります。希少で寿命も短いにもかかわらず、肉眼で見える星の中には、こうした星が数多く存在します。

青色超巨星は高速の恒星風を持ち、最も明るい超巨星は、連続光による強い質量損失を示す輝線スペクトルを呈します。青色超巨星のスペクトルには、年齢や中心部での元素合成生成物が表面に運ばれる効率に応じて、さまざまな量の重元素が含まれています。高速回転する超巨星は、中心部で水素を燃焼しながらも、高度に混合され、ヘリウムやさらに重い元素の割合が高くなることがあります。これらの星のスペクトルは、ウォルフ・ライエ星と非常によく似ています。

多くの青色超巨星はアルファ・シグニ変光星である。^{[ 24 ]}

赤色超巨星からの恒星風は密度が高く速度が遅いのに対し、青色超巨星からの恒星風は速度は速いが密度は低い。赤色超巨星が青色超巨星になると、より速い恒星風が既に放出されている遅い恒星風に衝突し、流出物質が薄い殻状に凝縮する。場合によっては、赤色超巨星段階からの以前の青色ループやLBVの爆発などの連続的な質量放出エピソードから、同心円状の淡い殻が複数見られることがある。^{[ 25 ]}

• リゲル（βオリオン座）は青色（B型）超巨星であり、赤色超巨星段階へと進化していると考えられている^{[ 26 ]。}
• デネブ（アルファ・シグニ）は、青白色（A型）超巨星であり^{[ 27 ]}、赤色超巨星段階へと進化していると考えられている^{[ 28 ]。}
• Mu Sagittariiは、B型青色超巨星を含む多重星系である。
• アルニタクはO型青色超巨星である。
• おおいぬ座η星、スペクトル型B5Iaの青色超巨星
• ワシントン大学カニス・マジョリス（UW CMa）は、連星系を構成する2つの青色（O型）超巨星である。
• ゼータ・プピス（ナオス）は、青色（O型）超巨星で、スペクトル型はO4I(n)fpである。
• アルニラム（オリオン座ε星）は、B型超巨星で、スペクトル型はB0Ia、オリオン座の三つ星の中心星です。
• サイフ（カッパ・オリオン座）B型超巨星、スペクトル型B0.5Ia
• カイ2オリオン座B型超巨星、スペクトル型B2Ia
• ペルセウス座5番星、B型超巨星、スペクトル型B5Ia
• 10 ペルセイ座、B型超巨星、スペクトル型B2Ia
• Omicron² おおいぬ座、B 型超巨星、スペクトル型 B3Ia
• ラムダ・ケフェイ、O型超巨星、スペクトル型O6.5I(n)fp
• Mu いて座、B 型超巨星、スペクトル型 B8Iab(e)
• 4 Lacertae、B型超巨星、スペクトル型B9Iab、ブルーループにあると考えられている^{[ 2 ]}
• ケファイ星、A 型超巨星、スペクトル型 A2Ia ^{[ 2 ]}
• アルファ・カメロパルダリス、O型超巨星、スペクトル型O9Ia
• シグマ・シグニ、B型超巨星、スペクトル型B9Iab