赤色巨星

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

青い巨人

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 )​

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（おおよそ太陽質量の0.3 ～8倍）の光度の高い巨星です。外層大気は膨張して希薄なため、半径が大きく、表面温度は約5,000 K （4,700 °C、8,500 °F）以下になります。赤色巨星の外観は、黄白色から赤橙色まで様々で、スペクトル型はK型とM型、時にはG型、さらにS型星や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それぞれ異なる。

• 赤色巨星分枝（RGB）の星は、不活性なヘリウム核を取り囲む殻の中で、水素をヘリウムに融合させ続けている。 ^{[ 1 ]}
• 水平分枝の低温側に位置する赤色塊星は、中心部でトリプルアルファ過程を介してヘリウムを炭素に融合させる。^{[ 2 ]}
• 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があり、そのすぐ外側に水素燃焼殻がある。^{[ 3 ]}

よく知られている明るい星の多くは、光度が高く、比較的よく見られる赤色巨星である。K0型の赤色巨星アークトゥルスは36光年離れており、最も近いM型巨星はガクルックスで、88光年離れている。

赤色巨星は通常、惑星状星雲を生成し、その一生の終わりには白色矮星となる。

赤色巨星は、中心部の水素を使い果たし、中心部を取り囲む殻で水素の熱核融合が始まった恒星です。半径は太陽の数十倍から数百倍にもなります。しかし、外層の温度は低いため、黄色がかったオレンジ色をしています。外層のエネルギー密度は低いにもかかわらず、赤色巨星はその巨大さゆえに太陽よりもはるかに明るく輝いています。赤色巨星分枝星の光度は太陽の約3000倍（L☉ ）に達し、スペクトル型がK_型またはM型の表面温度は3,000～4,000 K （太陽の光球温度はおよそ 水平分枝の星は、 6,000 Kで、半径は太陽の約 200 倍 ( R _☉ ) まであります。水平分枝の星はより高温で、光度は75 L _☉付近の狭い範囲に収まります。漸近巨星分枝の星は、赤色巨星分枝の明るい星と同程度の光度から、熱パルス段階の終わりには数倍の光度まであります。 

漸近巨星分枝星の中には、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運ばれるときに生成される、CN型および後期CR型の炭素星が含まれる。^{[ 5 ]}最初のドレッジアップは赤色巨星分枝での水素殻燃焼中に起こるが、表面に大量の炭素は生成されない。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でのヘリウム殻燃焼中に起こり、十分な質量を持つ星では炭素が表面に運ばれる。

多くのイラストで描かれているのとは異なり、赤色巨星の恒星縁は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」へと移行します。^{[ 6 ] [ 7 ]}最も低温の赤色巨星は、分子線、輝線、そして時にはメーザーなど、複雑なスペクトルを持ち、特に熱的に脈動するAGB星から発生します。^{[ 8 ]}また、観測によって、赤色巨星の光球の上に高温の彩層が存在するという証拠も得られており、^{[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]}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。^{[ 12 ]}

赤色巨星のもう 1 つの注目すべき特徴は、光球に多数の小さな対流セル (太陽顆粒) がある太陽のような星とは異なり、赤色巨星の光球、および赤色超巨星の光球には少数の大きなセルしかなく、その特徴が両方のタイプの星に共通する明るさの変化を引き起こしていることである。^{[ 13 ]}

_{赤色巨星は、}質量が約0.3 M☉から約8 M☉^の範囲にある主系列星から進化します。^[ ₁₄ ^]星が星間物質中の崩壊する分子雲から最初に形成されるとき、それは主に水素とヘリウムを含み、微量の「金属」（天体物理学では、これは水素とヘリウム以外のすべての元素を指します）を含みます。これらの元素はすべて、星全体に均一に混ざっています。星は、その中心部が水素 1（主要な同位体）の核融合を開始し、静水圧平衡を確立するのに十分な温度（数百万ケルビン）に達すると、主系列に「入ります」。（天体物理学では、恒星の核融合はしばしば「燃焼」と呼ばれ、水素の核融合は「水素燃焼」と呼ばれることもあります。）主系列の寿命の間、星は中心部の水素をゆっくりとヘリウムに核融合させます。主系列星としての寿命は、中心部の水素がほぼすべて核融合した時点で終わります。太陽の場合、主系列星としての寿命は約100億年です。質量が大きい星は燃料を不釣り合いに速く燃焼するため、質量が小さい星よりも寿命が短くなります。^{[ 15 ]}   

星が中心部の水素燃料をほぼ使い果たすと、中心部の核反応速度が低下し、それに伴って中心部が生成する放射圧と熱圧も低下します。これらは星が重力収縮に抵抗する力です。星はさらに収縮し、内部の圧力と温度が上昇します（理想気体の法則で説明されるように）。最終的に、中心部の周りの「殻」層が水素を核融合させるのに十分な温度に達し、それによって独自の放射圧と熱圧が発生し、星の外層が「再膨張」して膨張します。^{[ 16 ]}水素燃焼殻は、鏡の原理として説明される状況をもたらします。つまり、殻の内側の中心部が収縮すると、殻の外側の星の層は膨張しなければなりません。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、この挙動は、殻構造を持つ星における重力エネルギーと熱エネルギーの同時保存を満たすために必要です。核融合が起こらないため、中心部は収縮して熱くなり、そのため星の外層が大きく膨張し、外殻核融合による余分なエネルギーのほとんどを吸収します。この冷却と膨張の過程が準巨星段階です。星の外層が十分に冷えると対流が起こり、星の膨張が止まり、光度が増加し始め、星はヘルツシュプルング・ラッセル（H-R）図の赤色巨星分枝を上昇します。^{[ 15 ] [ 17 ]}

赤色巨星分枝に沿って星がたどる進化の道筋は、星の質量に依存する。太陽や約2太陽質量以下の_星^{[ 18 ]}では、中心核は十分に高密度になり、電子縮退圧によってそれ以上の収縮が阻止される。中心核が縮退すると、温度が約に達するまで加熱され続ける。 1 × 10 ⁸  K は、トリプルアルファ過程によってヘリウムを炭素に融合させるのに十分な高温です。縮退した中心核がこの温度に達すると、中心核全体でほぼ同時にヘリウムの融合が始まり、いわゆるヘリウムフラッシュが発生します。より質量の大きい星では、収縮する中心核は縮退するほど密度が高くなる前にこれらの温度に達するため、ヘリウムの融合ははるかにスムーズに始まり、ヘリウムフラッシュは発生しません。^{[ 15 ]}星の生涯の中心核でのヘリウム融合段階は、金属の少ない星では水平分枝と呼ばれ、これらの星は多くの星団の H-R 図でほぼ水平な線上に位置するため、このように名付けられています。金属が豊富なヘリウム融合星は、代わりにH-R 図のいわゆるレッドクランプ上に位置しています。 ^{[ 19 ]}

同様のプロセスは、中心ヘリウムが枯渇し、星が再び崩壊し、殻内のヘリウムが核融合を開始するときにも起こります。同時に、燃焼しているヘリウム殻のすぐ外側の殻で水素が核融合を開始する可能性があります。これにより、星は漸近巨星分枝、つまり第 2 の赤色巨星段階に入ります_。[ 20 ^{]ヘリウムの}核融合により、炭素-酸素核が形成されます。約8 M☉未満の星は、縮退した炭素-酸素核で核融合を開始することはありません。^{[ 18 ]}代わりに、漸近巨星分枝段階の終わりに、星は外層を放出し、星の中心が露出した惑星状星雲を形成し、最終的に白色矮星になります。外側の質量の放出と惑星状星雲の形成により、星の進化の赤色巨星段階は最終的に終了します。^{[ 15 ]}太陽質量の恒星の場合、赤色巨星段階は通常合計で約 10 億年しか続かず、そのほとんどすべてが赤色巨星分枝に費やされます。水平分枝と漸近巨星分枝の段階は数十倍速く進行します。 

恒星の質量が約 0.2 ～0.5 M☉_の場合、^{[ 18 ]}赤色矮星は、約M5Vよりも早く赤色巨星になります。これは、赤色巨星になるのに十分な質量がありますが、ヘリウムの核融合を開始するのに十分な質量はありません。^{[ 14 ]}これらの「中間」の恒星は、いくらか冷えて光度が増しますが、赤色巨星分枝の先端に達してヘリウム核フラッシュを起こすことはありません。赤色巨星分枝の上昇が終わると、漸近巨星分枝後の恒星のように外層を吹き飛ばし、白色矮星になります。 

よく知られている明るい星の多くは赤色巨星です。これは、赤色巨星が明るく、比較的ありふれた星だからです。赤色巨星変光星ガクルックスは、88光年離れた最も近いM型巨星です。^{[ 30 ]} K1.5型赤色巨星アークトゥルスは36光年離れています。^{[ 31 ]}

太陽は約50億年後に主系列星を脱し、赤色巨星へと変化し始める。 ^{[ 34 ] [ 35 ]}赤色巨星になると、太陽は現在の半径の200倍以上（約256太陽半径_）にまで大きくなる。 1.2 AU ）は水星、金星、そしておそらく地球を飲み込むだろう。成長するにつれて質量の38%を失い、その後収縮して白色矮星になるだろう。^{[ 36 ]}

ウィキメディア・コモンズにある赤色巨星関連のメディア