O型星

O型星は、天文学者が用いるヤーキス分類システムにおいてスペクトル型Oに分類される、高温で青色の恒星です。表面温度は3万ケルビン（K）を超えます。このタイプの恒星は、電離ヘリウムの強い吸収線、他の電離元素の強い線、そしてスペクトル型Bよりも弱い水素線と中性ヘリウム線を持っています。  

このタイプの星は非常にまれですが、非常に明るいため、遠くからでも見ることができます。地球から見える最も明るい星90 個のうち、4 個がO型です。 ^{[ a ]} O 型星は質量が大きいため、激しい超新星爆発で比較的早く寿命を終え、ブラックホールや中性子星になります。これらの星のほとんどは、若い大質量の主系列星、巨星、または超巨星ですが、惑星状星雲の中心星や、寿命の終わりに近い古い低質量星も含まれ、これらは通常 O 型のようなスペクトルを持っています。   

O型星は、渦巻銀河の渦状腕や、衝突・合体中の銀河ペア（アンテナ銀河など）といった、活発な星形成領域に多く見られます。これらの星は周囲の物質を照らし出し、銀河の渦状腕特有の青白色やピンク色の色合いの主な原因となっています。さらに、O型星は多重星系に存在することが多く、質量移動や構成星が異なる時期に超新星爆発を起こす可能性があるため、その進化を予測することはより困難です。

O型星は、特定のスペクトル線の相対的な強度によって分類されます。^{[ 1 ]}重要な線は、 454.1 nmと420.0 nmの目立つHe ⁺線で、O9.5では非常に弱く、O2～O7では非常に強くなります。また、447.1 nmと402.6 nmのHe ⁰線は、O2/3では存在せず、O9.5で顕著になります。O7クラスは、454.1ナノメートルのHe ⁺線と447.1ナノメートルのHe ⁰線が等しい強度を持つと定義されます。最も高温のO型星は中性He線が非常に弱いため、 N ^2+線とN ³⁺線の相対的な強度で区別する必要があります。^{[ 2 ]}       

O型星の光度クラスは、He ⁺輝線と特定の電離窒素およびケイ素 輝線の相対的な強度に基づいて割り当てられます。これらはスペクトル型の「f」接尾辞で示され、「f」のみは N ²⁺および He ⁺輝線を示し、「(f)」は He 輝線が弱いか存在しないことを意味し、「((f))」は N 輝線が弱いか存在しないことを意味し、「f*」は非常に強い N ³⁺ 輝線が加わることを示し、「f+」は Si ³⁺輝線が存在することを示します。光度クラスV、主系列星は、一般的に輝線が弱いか存在しないが、巨星や超巨星では輝線強度が増加する。O2～O4 では、主系列星と超巨星の区別は狭く、真の光度や進化の違いを表していない可能性がある。中間の O5〜O8 クラスでは、「O((f))」主系列星、「O(f)」巨星、「Of」超巨星の区別が明確であり、光度の明確な増加を表しています。Si ³⁺輝線の強度の増加も光度の増加の指標であり、これが後期 O 型星に光度クラスを割り当てる主要な手段です。^{[ 3 ]}      

O3型からO8型の恒星は 、特に強い468.6 nmの電離ヘリウム線を持つ場合、光度クラスのサブタイプ「Vz」に分類されます 。この線の存在は極めて若いことを示していると考えられており、「z」はゼロ年齢を表します。^{[ 4 ]}

O型星の分類を支援するために、定義されているほとんどのタイプについて標準例がリストされています。次の表は、各スペクトルタイプの標準星の1つを示しています。場合によっては、標準星が定義されていません。スペクトルタイプO2からO5.5の場合、超巨星はIa / Iab / Ibサブタイプに分割されません。タイプO2、O2.5、またはO3については、準巨星スペクトルタイプは定義されていません。O6より高温の星については、明るい巨星の光度クラスは定義されていません。^{[ 5 ]}

O型星は高温で光度が高い。表面温度は30,000～52,000 Kと特徴的で、強い紫外線（「アクチニック」）を放出するため、可視光スペクトルでは青白色に見える。高温のため、主系列O型星の光度は太陽の10,000倍から約1,000,000倍、巨星は太陽の100,000倍から1,000,000倍以上、超巨星は約200,000倍から数百万倍に達するが、質量は_太陽の約200倍以下である。^{[ 6 ]}     

同じ温度範囲の他の恒星には、まれな準矮星O型（sdO ）星、惑星状星雲の中心星（CSPNe）、白色矮星などがあります。白色矮星は独自のスペクトル分類体系を持っていますが、多くのCSPNeはO型スペクトルを持っています。これらの小型の低質量準矮星やCSPNeでさえ、太陽の数百倍から数千倍の光度を持っています。sdO型星は一般的に、質量のあるO型星よりもやや高い温度を持ち、最大100,000  Kに達します。 ^{[ 7 ]}

O型星は主系列星の中で最も質量が大きい星です。最も低温のO型星の初期質量は太陽の約16倍です。^{[ 8 ]} O型星の質量の上限がどこになるかは不明です。太陽の金属量レベルでは、120～ ₁₅₀太陽質量を超える質量を持つ星は形成されないはずですが、金属量が低い場合はこの上限ははるかに高くなります。O型星は主系列星のごく一部しか形成せず、その大部分は質量範囲の下限付近にあります。最も質量が大きく最も高温のO3型とO2型は極めてまれで、それぞれ1971年^{[ 9 ]} と2002年^{[ 2 ]}に定義されたばかりで、合計でほんの一握りしか知られていません。巨星と超巨星は、質量損失のため、最も質量が大きい主系列O型星よりはやや質量が小さいですが、それでも知られている最も質量が大きい星の中に含まれています。

O型星の形成率は 直接観測することはできませんが、既存の星の集団、特に若い星団の観測をモデル化した初期質量関数 （IMF）を導出することができます。選択したIMFによって、 O型星は数百個の主系列星のうち1個の割合で形成されます。^{[ 10 ]} これらの星の光度は質量に比例せず増加するため、寿命もそれに応じて短くなります。最も質量の大きい星は主系列に100万年未満しか留まらず、300万年または400万年後に超新星爆発を起こします。最も光度の低いO型星は主系列に約1000 万年留まることができますが、その間ゆっくりと冷えて初期のB型星になります。質量の大きい星でスペクトル型 Oのまま500万～600万年以上留まるものはありません 。^{[ 6 ] [ 8 ]} sdO型星とCSPNe型星は数十億年前の低質量星ですが、その寿命のこの段階に費やす時間は非常に短く、約1000万 年です。^{[ 11 ]} 現在の質量関数は直接観測可能であり、太陽近傍では200万個の 恒星のうちO型は1個未満である 。異なる推定では、恒星の0.00003%（白色矮星を含めると0.00002%）から0.00005%が O型であるとされている。 ^{[ 12 ] [ 13 ]}

天の川銀河には、約2万個の大質量O型星が存在すると推定されている 。低質量のsdO型星やCSPNe型O型星は、光度が低いため発見が難しいものの、おそらくより多く存在すると考えられる。これらの星は寿命が短いものの、太陽よりわずかに質量が大きい程度の一般的な恒星の進化における正常な段階であると考えられている。

O型星の周囲には、これまで系外惑星は発見されていないが^{[ 14 ]} 、 CEN 16と呼ばれるO型星の周囲には褐色矮星が発見されている^{[ 15 ]。}

構造

O型主系列星は、他の主系列星と同様に核融合によってエネルギーを得ています。しかし、O型星は質量が大きいため、中心核の温度が非常に高くなります。このような温度では、CNOサイクルによる水素核融合が星のエネルギー生成を支配し、主に陽子-陽子サイクルで水素を核融合する低質量星よりもはるかに速い速度で核燃料を消費します。O型星によって生成される強烈なエネルギーは、中心核から効率的に放射することができず、結果として中心核には活発な対流流が生じます。O型星の放射層は、中心核と光球の間に存在します。中心核物質が上層に混ざり合うことは、高速回転によって促進されることが多く、O型星の進化に劇的な影響を与えます。O型星はゆっくりと膨張し始め、中心核で水素を燃焼しながら巨星または超巨星の特徴を示し、その後、ヘリウム中心核燃焼中は青色超巨星のままとなることが多いです。^{[ 8 ]}

sdO型星とCSPNe型星は、構造が大きく異なります。これらの星はそれぞれ異なる特徴を持っていますが、どのように形成され、発達するのかは完全には解明されていません。いずれ白色矮星として露出する縮退した核を持つと考えられています。それまでは、核の外側の物質は主にヘリウムで、薄い水素層があり、強い恒星風によって急速に失われています。このタイプの星にはいくつかの異なる起源があるかもしれませんが、少なくとも一部の星には、ヘリウムが核融合している内部の殻状の層があります。この殻燃焼によって核が拡大し、これらの小さな星の高い光度を支えるエネルギーが供給されます。^{[ 16 ]}

進化

O型星のライフサイクルでは、金属量や自転速度の違いによって進化にかなりのばらつきが生じるが、基本は同じである。^{[ 8 ]}

O型星は、形成後ほぼ直ちにゼロ年齢主系列からゆっくりと移動し始め、徐々に温度が下がり、わずかに光度が増していきます。分光的に巨星または超巨星として特徴づけられることもありますが、数百万年にわたって中心部で水素を燃焼し続け、太陽のような低質量星とは全く異なる進化を遂げます。ほとんどのO型主系列星は、HR図上でほぼ水平方向に低温へと進化し、「アクチニック」な紫色から青色へと変化し、青色超巨星になります。星が膨張して冷却されるにつれて、中心部のヘリウムの点火はスムーズに（閃光なしで）起こります。星の正確な質量やその他の初期条件によって複雑な段階がいくつか存在しますが、最も質量の小さいO型星は、中心部でヘリウムを燃焼し続けながら、最終的には赤色超巨星へと進化します。最初に超新星爆発を起こさなければ、外層を失って再び高温になり、最終的にウォルフ・ライエ星段階に達する前に、いくつかの青色ループを経ることもあります。

質量が大きい恒星、初期にはO9型よりも高温の主系列星は、強い対流と高い光度によって外層が急速に吹き飛ばされるため、赤色超巨星にはなりません。25～60太陽質量の_恒星は、超新星爆発を起こすか、より高温に進化する前に、黄色超巨星になることがあります。約60太陽質量を_超えるO型星は、短い青色超巨星または高光度青色変光星の段階を経て、直接ウォルフ・ライエ星へと進化します。最も質量が大きいO型星は、中心部から表面に向かって物質を対流させ始めると、WNLhスペクトル型になり、これらは現存する恒星の中で最も明るい恒星です。

低質量から中質量の恒星は、赤色巨星、水平分枝、漸近巨星分枝（AGB）、そしてポストAGB段階を経て、非常に異なる進化を遂げます。ポストAGB進化では、一般的に劇的な質量損失が起こり、惑星状星雲が残ることもあり、恒星内部はますます高温になり露出していきます。ヘリウムと水素が十分に残っている場合、これらの小さくても極めて高温の恒星はO型スペクトルを示します。恒星は外殻燃焼と質量損失が停止するまで温度が上昇し、その後白色矮星へと冷えていきます。

特定の質量や化学組成、あるいは連星相互作用の結果として、これらの低質量星の一部は水平分枝またはAGB 段階で異常に高温になる。その原因は複数ある可能性があり、完全には解明されていないが、恒星合体やAGB後の星を再点火する非常に遅い熱パルスなどが挙げられる。これらは非常に高温のOB星として現れるが、光度は中程度で主系列より下である。高温の準矮星にはO型 （sdO）とB型 （sdB）の両方があるが、これらは全く異なる方法で発達する可能性がある。sdO型の星はO スペクトルはほぼ正常だが、光度は太陽の約1000倍程度である。

O型星は希少だが光度が高いため、容易に検出でき、肉眼で見える例も数多く存在する。