超巨星

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 )

極超巨星（光度クラス 0またはIa ⁺）は、非常にまれなタイプの恒星であり、極端な恒星風のために、極めて高い光度、質量、サイズ、質量損失を持っています。極超巨星という用語は、 MKK システムでは光度クラス0 (ゼロ)として定義されています。ただし、黄色極超巨星、 RSG (赤色超巨星)、または発光スペクトルを持つ青色B(e) 超巨星などの特定の明確に定義されたグループを除いて、文献や公開されたスペクトル分類ではほとんど見られません。より一般的には、極超巨星は Ia-0 または Ia ⁺に分類されますが、赤色超巨星がこれらのスペクトル分類に割り当てられることはめったにありません。天文学者がこれらの星に興味を持つのは、それらが恒星の進化、特に星の形成、安定性、および超新星としての予想される消滅の理解に関係するためです。極超巨星の注目すべき例としては、銀河中心近くに位置し、最も明るい恒星として知られている青色極超巨星のピストル星、肉眼で最も明るい黄色の極超巨星のカシオペヤ座ロー星、そして、最も大きくて明るい恒星として知られているケフェウス座ミュー星（ハーシェルの「ガーネット星」）が挙げられます。

1956年、天文学者のフィーストとサッカレーは、絶対等級がM _V = −7（非常に低温または高温の恒星ではM _{Bol は}より大きくなり、例えばB0極超巨星では少なくとも−9.7）よりも明るい恒星に対して、超超巨星（後に極超巨星に変更）という用語を使用した。1971年、キーナンは、 Hαに少なくとも1つの幅広い放射成分を示し、星の大気が広がっているか、質量損失率が比較的大きいことを示す超巨星に対してのみ、この用語を使用するべきだと示唆した。キーナンの基準は、今日の科学者が最も一般的に使用している基準である。^[1]そのため、超巨星が同じスペクトルクラスの極超巨星よりも高い光度を持つ可能性がある。

極超巨星は、スペクトル線の特徴的な広がりと赤方偏移を持ち、P Cygni プロファイルとして知られる独特のスペクトル形状を形成すると予想されます。水素輝線の使用は、最も低温の極超巨星を定義するのに役立ちません。このクラスでは質量損失がほぼ避けられないため、これらは主に光度によって分類されます。^{[引用が必要]}

初期質量が約 25  M _☉を超える恒星は、主系列から急速に離れ、明るさがいくらか増加して青色超巨星になる。これらの恒星は、ほぼ一定の明るさで冷却して拡大し、赤色超巨星になり、その後、外層が吹き飛ばされるにつれて収縮して温度が上昇する。これらの恒星は、1 つ以上の「青いループ」を実行しながら前後に「跳ね返り」、依然としてかなり一定の明るさを保ち、超新星として爆発するか、外層を完全に剥ぎ取ってウォルフ・ライエ星になる。初期質量が約 40  M _☉を超える恒星は、単に明るすぎて安定した拡張大気を発達させることができないため、赤色超巨星になるほど十分に冷却されることはない。最も質量の大きい恒星、特に対流と混合が強化された高速回転の恒星は、これらのステップをスキップして、ウォルフ・ライエ段階に直接移行する可能性がある。

これは、極超巨星が見つかるヘルツシュプルング・ラッセル図の頂点にある星は、主系列から新しく進化したまだ質量が大きい星であるか、または初期質量のかなりの割合を失ったはるかに進化した赤色超巨星後の星である可能性があり、これらの天体は明るさと温度だけで区別することはできないことを意味します。残留水素の割合が高い高質量星はより安定していますが、質量が小さく重元素の割合が高い古い星は、放射圧の増加と重力吸引力の低下により、大気の安定性が低下します。これらは、エディントン限界に近く、急速に質量を失っている極超巨星であると考えられています。

黄色超巨星は、一般的には大気と水素のほとんどをすでに失った赤色超巨星の後期の星であると考えられています。ほぼ同じ明るさを持つより安定した高質量の黄色超巨星がいくつか知られており、赤色超巨星段階に向かって進化していると考えられていますが、これは急速な移行であると予想されるため、これらはまれです。黄色超巨星は赤色超巨星の後期の星であるため、その明るさには約500,000〜750,000  L _☉というかなり厳しい上限がありますが、青色超巨星ははるかに明るく、時には数百万L _☉になることがあります。

ほとんどすべての極超巨星は、内部の不安定性により時間の経過とともに明るさが変化するが、青色変光星（LBV）と黄色極超巨星が見られる2つの異なる不安定領域を除いて、これらは小さい。質量が大きいため、極超巨星の寿命は天文学的な時間スケールでは非常に短く、太陽などの恒星の約100億年と比較して数百万年しかない。極超巨星は、星形成の最大かつ最も密度の高い領域でのみ生成され、その寿命が短いため、近隣の銀河でも識別できるほどの極めて明るいにもかかわらず、少数しか知られていない。LBVなどのいくつかの段階で過ごす時間は、数千年と短い場合がある。^{[2] [3]}

恒星の明るさは質量とともに大幅に増加するため、極超巨星の明るさはエディントン限界に非常に近い場合が多い。エディントン限界とは、恒星を外側に膨張させる放射圧が、恒星を内側に収縮させる重力の力と等しくなる明るさのことである。これは、極超巨星の光球を通過する放射束が、光球から浮き上がるほどに強くなる可能性があることを意味する。エディントン限界を超えると、恒星は大量の放射を発生するため、外層の一部が大規模な爆発で吹き飛ばされてしまう。これにより、恒星が長期間にわたって高輝度で輝くことが事実上制限される。

連続体による風が吹く有力な候補は、これまでに観測された中で最も質量の大きい恒星の1つであるイータカリーナである。推定質量は太陽の約130倍、明るさは太陽の400万倍で、天体物理学者はイータカリーナが時折エディントン限界を超えるのではないかと推測している。^[4]最後にエディントン限界を超えたのは1840年から1860年にかけて観測された一連の爆発現象で、質量損失率は現在の恒星風の許容範囲をはるかに超えるものだった可能性がある。^[5]

線駆動恒星風（つまり、恒星からの光を多数の狭いスペクトル線で吸収することによって駆動される恒星風）とは対照的に、連続光駆動では光球内に「金属」 原子（そのような線をほとんど持たない水素とヘリウム 以外の原子）が存在する必要はありません。これは重要なことです。なぜなら、ほとんどの大質量星は金属が非常に少なく、つまり効果は金属量とは無関係に作用するはずだからです。同じ理屈で言えば、連続光駆動は、金属をまったく含まなかったビッグバン直後の第一世代の星に対しても、質量の上限に寄与している可能性があります。

例えば、イータ・カリーナの大規模な爆発を説明する別の理論は、深部での流体力学的爆発が恒星の外層の一部を吹き飛ばすというものである。この理論は、恒星がエディントン限界以下の明るさであっても、内層での熱対流が不十分であり、その結果、密度の逆転が起こり、大規模な爆発につながる可能性があるというものである。しかし、この理論はあまり研究されておらず、実際に起こり得るかどうかは不明である。^[6]

超巨星に関連する別の理論は、擬似光球を形成する可能性である。擬似光球とは、実際には恒星の真の表面ではなく恒星風によって形成される球状の光学的に高密度の表面である。このような擬似光球は、外向きに移動する高密度の風の下にあるより深い表面よりも大幅に低温である。これは、中間光度の LBV が「欠落」していることと、ほぼ同じ光度でより低温の黄色超巨星が存在することを説明する仮説である。黄色超巨星は、実際には擬似光球を形成した LBV であり、そのため明らかに温度が低い。^[7]

極超巨星は、ヘルツシュプルング・ラッセル図の同じまたは類似の領域に、他の分類の星と同じく、進化した高光度、高質量の星です。異なる分類が、異なる初期条件を持つ星、進化の過程の異なる段階にある星、または単に観測結果によるものなのかは、必ずしも明らかではありません。この現象を説明する天体物理学的モデル^{[8] [9]}は、多くの点で一致しています。しかし、異なるタイプの星の関係を確立するのに必ずしも役立たない区別もあります。^[要出典]

ほとんどの超巨星は、同様の温度の極超巨星よりも明るさが低いが、同じ明るさの範囲に入るものもいくつかある。 ^[10]極超巨星と比較すると、通常の超巨星は、スペクトル線が広がって質量が大幅に減少していることを示す強い水素放出を欠いていることが多い。進化した低質量の超巨星は、赤色超巨星段階から戻ることはなく、超新星として爆発するか、白色矮星を残す。^[要出典]

明るい青色変光星は、特徴的なスペクトル変化を示す非常に明るい高温の星のクラスです。これらの変光星は、通常、より高温の星ほどより明るくなる「静止」ゾーンにあることが多いですが、定期的に大規模な表面噴火を起こし、すべての明るさの星がほぼ同じ温度、約 8,000 K (13,940 °F、7,730 °C) になる狭いゾーンに移動します。^{[11]この「活動」ゾーンは、}黄色超巨星が見つかる不安定な「ボイド」のホット エッジの近くにあり、一部が重なっています。黄色超巨星が不安定ボイドを通り抜けて LBV になるか、超新星として爆発するかは明らかではありません。^{[12] [13]}

青色超巨星は、HR 図では LBV と同じ部分に見られますが、必ずしも LBV のバリエーションを示すわけではありません。すべての LBV ではないものの、一部の LBV は少なくとも時々は超巨星スペクトルの特徴を示します。 ^{[14] [15]}しかし、多くの著者はすべての LBV を超巨星クラスから除外し、別々に扱います。^[16] LBV の特徴を示さない青色超巨星は、LBV の祖先であるか、その逆であるか、またはその両方である可能性があります。^[17]低質量 LBV は、冷極巨星への移行段階であるか、または冷極巨星からの移行段階であるか、または異なるタイプのオブジェクトである可能性があります。^{[17] [18]}

ウォルフ・ライエ星は、外層のほとんどまたはすべてを失った非常に高温の星です。WNL は、スペクトルが窒素に支配された後期段階 (つまり、より低温) のウォルフ・ライエ星に使用される用語です。これらは一般に、十分な質量損失後の極超巨星が到達する段階であると考えられていますが、水素に富む WNL 星の小グループが、実際には青色極超巨星または LBV の祖先である可能性があります。これらは、密接に関連している Ofpe (O 型スペクトルに加えて、H、He、および N 輝線、およびその他の特性) および WN9 (最も低温の窒素ウォルフ・ライエ星) であり、高質量主系列星と極超巨星または LBV の間の短い中間段階である可能性があります。静止状態の LBV は WNL スペクトルで観測されており、見かけ上の Ofpe/WNL 星は青色極超巨星スペクトルを示すように変化しています。自転速度が速いと、大質量星は大気を急速に放出し、主系列から超巨星への移行を妨げるため、直接ウォルフ・ライエ星になります。ウォルフ・ライエ星、スラッシュ星、クール・スラッシュ星（別名WN10/11）、オフペ星、オフ⁺星、オフ^*星は超巨星とは見なされません。これらは明るく、強い輝線を持つことが多いですが、独自の特徴的なスペクトルを持っています。^[19]

極超巨星は希少性が高いため、研究が困難です。多くの極超巨星はスペクトルが非常に変化に富んでいますが、ここでは広いスペクトル クラスに分類されています。

いくつかの明るい青色変光星は、少なくともその変光周期の一部の間は極超巨星として分類されます。

• AG カリーナ星は、カリーナ座の一部であり、 O 型星からウォルフ・ライエ星へと変化しつつある、大質量の高輝度青色変光星です。
• 南のりゅうこつ座にあるりゅうこつ星雲( NGC 3372 )内にあるイータ カリーナ。イータ カリーナは非常に質量が大きく、おそらく太陽の 120 ～ 150 倍の質量があり、明るさは 400 万～ 500 万倍です。LBV とは異なるタイプの天体である可能性があり、LBV としては極端な天体です。
• はくちょう座の北の星座にあるP Cygni。LBVスペクトル線の一般的な特性のプロトタイプ。
• 大マゼラン雲にあるかぎ座S星。原型変光星であるLBVは、今でもS Doradus変光星と呼ばれることがあります。
• ピストル星(V4647 Sgr) は、いて座の天の川銀河の中心付近にあります。ピストル星は、太陽の 25 倍以上の質量を持ち、明るさは約 170 万倍です。LBV の候補と考えられていますが、変動は確認されていません。
• V4029 いて座
• V905 スコーピウス^[20]
• HD 6884、^[21]（SMCのR40）
• HD 269700、^{[7] [22]}（LMCのR116）
• 天の川銀河の反対側にある1806-20 銀河団内のLBV 1806-20 。

通常は B クラスですが、まれに O 後期または A 初期もあります。

黄色極超巨星は典型的にはA型後期からK型前期のスペクトルを持つ。しかし、A型極超巨星は白色極超巨星と呼ばれることもある。^[13]

LS1 銀河/球状星団では:

• モスラ（星）

さらに、最近発見された盾座赤色超巨星団には、 RSGC1の F15 とおそらく F13、およびRSGC2の Star 49 という、少なくとも 2 つの低温極超巨星が存在する可能性があります。

K 型から M 型のスペクトルで、半径で見ると既知の最大の恒星です。赤色超巨星に極超巨星の光度クラスが適用されることはめったにありませんが、赤色超巨星という用語は、半径が 1,000 から 2,000 R _☉程度の、最も広がった不安定な赤色超巨星に適用されることがあります 。

• 最も質量の大きい星のリスト
• 天体リスト
• ハイパーノヴァ