赤色巨星

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 )

赤色巨星は、恒星進化の後期段階にある低質量または中質量（およそ太陽質量の0.3～8倍[ M _☉ ]）の明るい巨星です。外層大気は膨張して希薄であるため、半径は大きく、表面温度は約5,000  K [K]（4,700 °C、8,500 °F）以下になります。赤色巨星の外観は黄白色から赤みがかったオレンジ色で、スペクトル型ではK型とM型、時にはG型ですが、S型星とほとんどの炭素星も含まれます。

赤色巨星はエネルギーを生成する方法が異なります。

• 最も一般的な赤色巨星は、不活性なヘリウム核を囲む殻の中で水素をヘリウムに融合し続けている赤色巨星枝（RGB）の星である。
• 水平分枝の冷たい半分にある赤色塊の星で、トリプルアルファ過程を経て中心核でヘリウムを炭素に融合している。
• 漸近巨星分枝（AGB）星は、縮退した炭素酸素核の外側にヘリウム燃焼殻を持ち、そのすぐ外側に水素燃焼殻を持つ。

よく知られている明るい星の多くは、明るく、比較的ありふれた赤色巨星です。K0 RGB 星のアークトゥルスは 36光年離れており、最も近い M クラス巨星であるガクルックスは 88 光年離れています。

赤色巨星は通常、惑星状星雲を形成し、その寿命の終わりには 白色矮星になります。

赤色巨星は、中心核の水素を使い果たし、中心核を取り囲む殻の中で水素の熱核融合反応を開始した恒星である。半径は太陽の数十倍から数百倍である。しかし、外殻の温度は太陽よりも低いため、黄色がかったオレンジ色をしている。外殻のエネルギー密度が低いにもかかわらず、赤色巨星はサイズが大きいため、太陽よりも何倍も明るい。赤色巨星分枝の恒星は、最大で太陽の約3000倍の光度（L _☉）を持ち、スペクトル型がK型またはM型の恒星の表面温度は3,000～4,000  K（太陽の光球温度はほぼ赤色巨星分枝の星は、赤色巨星分枝の_明るい星と同程度の明るさから、 熱脈動期の終わりには数倍明るくなるまで明るさが変化 する_。

漸近巨星分枝の星には、炭素やその他の元素がドレッジアップと呼ばれる現象で表面に対流して生成されるCN型および後期CR型の炭素星が含まれます。^[1]最初のドレッジアップは赤色巨星分枝の水素殻燃焼中に発生しますが、表面に大量の炭素を生成しません。2番目、場合によっては3番目のドレッジアップは、漸近巨星分枝のヘリウム殻燃焼中に発生し、十分に質量の大きい星の表面に炭素を対流させます。

赤色巨星の恒星の縁は、多くのイラストに描かれているのとは対照的に、はっきりと定義されていません。むしろ、外層の質量密度が非常に低いため、そのような星には明確な光球がなく、星の本体は徐々に「コロナ」に移行します。^[2]最も冷たい赤色巨星は、分子線、放射特性、そして時には熱的に脈動するAGB星からのメーザーなど、複雑なスペクトルを持っています。 ^[3]観測により、赤色巨星の光球の上に熱い彩層があるという証拠も得られています。 ^{[4] [5] [6]}彩層が形成される加熱メカニズムを調査するには、赤色巨星の3Dシミュレーションが必要です。^[7]

赤色巨星のもう一つの注目すべき特徴は、太陽のような恒星の光球に多数の小さな対流細胞（太陽顆粒）があるのに対し、赤色巨星の光球には、赤色超巨星と同様に、少数の大きな細胞しかなく、その特徴が両方のタイプの恒星によく見られる明るさの変化を引き起こしていることです。^[8]

赤色巨星は、質量が約 0.3 M _☉から約 8  M _☉の範囲の 主系列星から進化します。^[9]星間物質内の分子雲が崩壊して最初に形成されるとき、星には主に水素とヘリウムが含まれており、微量の「金属」（天体物理学では、これは水素とヘリウムよりも重いすべての元素を指します）が含まれます。これらの元素はすべて、星全体で均一に混合されています。星の中心核が水素-1 （主要な同位体）の融合を開始するのに十分な温度（数百万ケルビン）に達し、静水圧平衡が確立すると、星は主系列に「入ります」。（天体物理学では、恒星の融合は「燃焼」と呼ばれることが多く、水素の融合は「水素燃焼」と呼ばれることもあります。）主系列の寿命を通じて、星は中心核の水素をゆっくりとヘリウムに融合します。太陽の主系列星の寿命は、中心核の水素がほぼすべて融合した時点で終わります。太陽の場合、主系列星の寿命は約100億年です。質量の大きい星は不釣り合いに速く燃えるため、質量の小さい星よりも寿命が短くなります。^[10]

恒星が核の水素燃料をほぼ使い果たすと、核の核反応率が低下し、核が生成する放射と熱圧力も低下します。これらは、重力収縮に対抗して恒星を支えるものです。恒星はさらに収縮し、圧力と温度が上昇します（理想気体の法則で説明されているように）。最終的に、核の周りの「シェル」層が水素を融合するのに十分な温度に達し、独自の放射と熱圧力を生成します。これにより、恒星の外層が「再膨張」し、膨張します。^[11]水素燃焼シェルは、ミラー原理と呼ばれる状況をもたらします。シェル内のコアが収縮すると、シェルの外側の星の層が膨張する必要があります。これを引き起こす詳細な物理プロセスは複雑です。それでも、シェル構造を持つ星で重力と熱エネルギーの同時保存を満たすには、この動作が必要です。核融合が起こらないため、中心核は収縮して熱くなり、そのため恒星の外層は大きく膨張し、殻融合による余分なエネルギーのほとんどを吸収する。この冷却と膨張の過程が準巨星段階である。恒星の外殻が十分に冷えると対流が始まり、恒星は膨張を止め、明るさが増加し始め、恒星はヘルツシュプルング・ラッセル（H-R）図の赤色巨星枝を上昇する。^{[10] [12]}

赤色巨星の枝に沿って移動する恒星の進化の道筋は、恒星の質量によって決まる。太陽や質量約2M☉[13]未満の恒星では、 _核は^十分に高密度になり、電子の縮退圧力によってそれ以上の崩壊は防がれる。核が縮退すると、核はおよそ1 × 10 ⁸  Kで、トリプルアルファ過程を経てヘリウムを炭素に融合し始めるのに十分な温度である。縮退したコアがこの温度に達すると、コア全体がほぼ同時にヘリウム融合を開始し、いわゆるヘリウムフラッシュが発生する。より質量の大きい恒星では、崩壊するコアが縮退するのに十分な密度になる前にこの温度に達するため、ヘリウム融合はよりスムーズに開始され、ヘリウムフラッシュは発生しない。^[10]恒星の一生におけるコアのヘリウム融合段階は、金属の少ない恒星では水平枝と呼ばれ、多くの星団の H-R 図でこれらの恒星がほぼ水平な線上に位置することからそのように名付けられた。一方、金属が豊富なヘリウム融合星は、H-R 図のいわゆる赤い塊に位置する。^[14]

同様のプロセスは、中心核のヘリウムが枯渇したときにも起こり、恒星は再び収縮して​​、殻の中のヘリウムの融合を始める。同時に、燃えているヘリウム殻のすぐ外側の殻で水素の融合が始まることもある。これにより、恒星は漸近巨星枝、つまり第二の赤色巨星段階に入る。^[15]ヘリウムの融合により、炭素と酸素の核が形成される。約8  M _☉未満の恒星は、縮退した炭素と酸素の核で融合を始めることはない。^[13]代わりに、漸近巨星枝段階の終わりに、恒星は外層を放出し、中心核が露出した惑星状星雲を形成し、最終的には白色矮星になる。外殻の放出と惑星状星雲の形成により、恒星の進化における赤色巨星段階は最終的に終了する。^[10]赤色巨星段階は、太陽質量の恒星の場合、典型的には合計で約10億年しか続かず、そのほとんどすべてが赤色巨星枝で過ごされます。水平枝段階と漸近巨星枝段階は、その数十倍の速さで進行します。

恒星の質量が約0.2～0.5  M _☉の場合、^[13]赤色巨星になるには十分な質量があるが、ヘリウムの核融合を開始するには質量が足りない。^[9]これらの「中間」恒星はいくらか冷却され、明るさを増すが、赤色巨星枝の先端やヘリウムコアフラッシュに達することはない。赤色巨星枝の上昇が終了すると、漸近巨星枝後の恒星のように外層を吹き飛ばし、白色矮星になる。

非常に低質量の星は完全に対流しており^{[16] [17]}、水素をヘリウムに融合し続けることが最長1 兆年^[18]にわたって起こり、最終的には星全体のごく一部だけが水素になります。この間、より質量の大きい主系列星と同様に、明るさと温度は着実に増加しますが、かかる時間の長さから、温度は最終的に約 50%、明るさは約 10 倍に増加します。最終的に、ヘリウムのレベルは、星が完全に対流しなくなるまで増加し、中心核に閉じ込められた残りの水素は、わずか数十億年で消費されます。質量によっては、水素殻燃焼中に温度と明るさがしばらく増加し続け、星は太陽よりも高温になり、形成時よりも数十倍明るくなりますが、それでも太陽ほど明るくはありません。さらに数十億年後には、水素殻燃焼が続いているにもかかわらず、明るさが低下し、温度が下がり始めます。これらは冷たいヘリウム白色矮星となる。^[9]

非常に質量の大きい恒星は、H-R図上で水平方向に進化する軌道を辿り、右端が赤色超巨星となる超巨星に成長する。これらは通常、II型超新星としてその生涯を終える。最も質量の大きい恒星は、巨星や超巨星にならずにウォルフ・ライエ星になることもある。 ^{[19] [20]}

伝統的に、恒星が赤色巨星に進化すると、その惑星系が存在する場合、居住不可能になると考えられてきましたが、一部の研究では、 赤色巨星枝に沿った1M☉の恒星の_{進化の過程で、2}天文単位（AU）で数十億年、約1億年で居住可能な領域が存在する可能性があることが示唆されています。9AUの外側にあり、おそらく生命が適切な世界で発達するのに十分な時間がある。赤色巨星段階の後、そのような星には、7 AU と 22 AUでは、さらに 10 億年ハビタブルゾーンにとどまる。 ^[21]その後の研究ではこのシナリオが改良され、1  M _{☉ の恒星の場合、}火星と同程度の軌道の惑星ではハビタブルゾーンが 1 億年、土星と太陽の距離の軌道の惑星では 2 億 1000 万年続くことが示された。木星と同距離の軌道を周回する惑星の場合の最大期間 (3 億 7000 万年) に相当する。しかし、木星と土星と同等の軌道を周回する 0.5 M _☉の恒星の惑星は、 ハビタブルゾーンにそれぞれ 58 億年と 21 億年留まる。太陽よりも質量の大きい恒星の場合、期間は大幅に短くなる。^[22]

2023年現在、数百の巨大惑星が巨大恒星の周囲に発見されている。^[23]しかし、これらの巨大惑星は、太陽型の恒星の周囲に発見された巨大惑星よりも質量が大きい。これは、巨大恒星が太陽よりも質量が大きいため（質量の小さい恒星はまだ主系列にあり、まだ巨大にはなっていない）、より質量の大きい恒星にはより質量の大きい惑星があると予想されるためである可能性がある。しかし、巨大恒星の周囲に発見された惑星の質量は、恒星の質量とは相関していない。したがって、恒星が赤色巨星の段階では、惑星の質量が増加している可能性がある。惑星の質量の増加は、部分的には恒星風による集積によるものである可能性があるが、はるかに大きな影響は、巨大恒星が惑星の軌道距離まで拡大したときに、ロッシュローブのオーバーフローが恒星から惑星への質量移動を引き起こすことである。^{[24] （}多重恒星系における同様のプロセスは、ほとんどの新星とIa型超新星の原因であると考えられている。）

よく知られている明るい星の多くは赤色巨星です。なぜなら、それらは明るく、適度に一般的だからです。赤色巨星分枝変光星ガンマ・クルシスは、最も近いM型巨星で、88光年離れています。^[25] K1.5赤色巨星分枝星アークトゥルスは36光年離れています。^[26]

• アルデバラン（αタウリ）
• アークトゥルス（うしかい座α星）
• μレオニス^[27]
• ガクルクス（γクルシス）

• ポルックス（ふたご座β星）^[27]
• カペラAa (α Giurigae)
• カシオペヤ座α星（シェダル）
• アンドロメダ座δ星^[28]

• ρ ペルセウス(ゴルゴネア テルティア)
• ミラ（セティ）
• χ 白鳥座
• α ヘラクレス(ラスアルゲティ)

太陽は約50億年後に主系列を終え、赤色巨星へと変化し始める。 ^{[29] [30]赤色巨星となった太陽は、}現在の半径の200倍以上にまで大きくなり（約215 R _☉、約 1  AU ）は水星、金星、そしておそらく地球を飲み込むだろうと予測されている。成長するにつれて質量の38％を失い、白色矮星として消滅するだろう。^[31]

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