赤色超巨星

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 )

赤色超巨星（RSG）は、超巨星光度クラス（ヤーキスクラスI）と恒星分類KまたはMを持つ星です。 ^[1]体積の点では宇宙最大の星ですが、最も質量や明るさは大きくありません。ベテルギウスとアンタレスAは最も明るく、最もよく知られている赤色超巨星（RSG）であり、実際に唯一の1等級の赤色超巨星です。

恒星はスペクトル光度クラスに基づいて超巨星に分類されます。このシステムでは、特定の診断スペクトル線を使用して恒星の表面重力を推定し、質量に対する大きさを決定します。より大きな恒星は、特定の温度でより明るくなり、異なる光度のバンドにグループ化できるようになりました。^[2]

星間の明るさの違いは低温で最も顕著になり、低温では巨星は主系列星よりもはるかに明るくなります。超巨星は表面重力が最も低いため、特定の温度では最も大きく、最も明るくなります。

ヤーキスまたはモーガン・キーナン（MK）分類システム^[3]はほぼ普遍的です。この分類システムでは、星をローマ数字で示される5つの主要な光度グループに分類します。

• 私は超巨人です。
• II明るい巨星;
• III巨人;
• IV亜巨星;
• V型矮星（主系列）。

超巨星に特有の光度クラスは、さらに通常の超巨星であるIbクラスと最も明るい超巨星であるIaクラスに分けられる。中間のクラスであるIabも使用される。例外的に明るく、表面重力が低く、質量損失の兆候が強い恒星は、光度クラス0（ゼロ）で指定されることがあるが、これはめったに見られない。^[4] Ia-0という指定がより多く使用され、^[5] Ia ^+という指定がより一般的である。^[6] これらの超巨星のスペクトル分類が赤色超巨星に適用されることは非常にまれであるが、赤色超巨星という用語は、VY Canis MajorisやNML Cygniのような最も広がった不安定な赤色超巨星に使用されることがある。^{[7] [8]}

「赤色超巨星」の「赤」は、温度が低いことを示している。赤色超巨星は最も温度が低い超巨星で、M 型と少なくとも一部の K 型星であるが、明確な区別はない。K 型超巨星は、短命な遷移段階であり、やや不安定であるため、M 型に比べて珍しい。K 型星、特に初期またはより高温の K 型星は、オレンジ色の超巨星 (例:ゼータ ケフェウス) または黄色 (例:黄色極超巨星 HR 5171 Aa) として説明されることがある。^{[引用が必要]}

赤色超巨星は冷たく大きい。スペクトル型はKとMで、そのため表面温度は4,100  K未満である。^{[9]赤色超巨星の半径は通常、}太陽の数百倍から1,000倍以上であるが、^[9]大きさは星が超巨星として指定される主な要因ではない。明るい冷えた巨星は、より高温の超巨星よりも簡単に大きくなることがある。例えば、ヘルクレス座α星は半径264～303  R _☉の巨星に分類されているが、ペガスス座ε星は半径185 R _☉のK2超巨星である 。

赤色超巨星は太陽よりもはるかに低温ですが、非常に大きいため非常に明るく、通常は数万から数十万 L _☉です。^[9]赤色超巨星の半径には理論上の上限があり、約 1,500  R _☉です。^[9]林限界では、この半径を超える星は不安定すぎるため、形成されません。

赤色超巨星の質量は、約 10 M _☉から 30 または 40  M _☉の間です 。^{[10]約 40} M _☉より重い主系列星は、 膨張せず冷却して赤色超巨星になることはありません。可能な質量と光度の範囲の上限にある赤色超巨星は、知られている中で最大のものです。それらの低い表面重力と高い光度は、太陽の何百万倍もの極端な質量損失を引き起こし、星の周囲に観測可能な星雲を作り出します。^[11]赤色超巨星は、その寿命の終わりまでに、初期質量のかなりの割合を失っている可能性があります。より重い超巨星ははるかに急速に質量を失い、すべての赤色超巨星は、中心核が崩壊するまでに 10  M _☉程度の同様の質量に達するようです。正確な値は、星の初期の化学組成と自転速度によって異なります。^[12]

ほとんどの赤色超巨星はある程度の視覚的変動を示すが、周期や振幅が明確に定義されているものは稀である。そのため、通常は不規則変光星または半規則変光星として分類される。さらに、それぞれSRC（遅い半規則変光星）、LC（遅い不規則超巨星）というサブクラスも存在する。変動は通常は遅く、振幅も小さいが、4等級までの振幅が知られている。^[13]

既知の多くの変動赤色超巨星の統計的分析から、変動の原因として考えられるものがいくつかあることがわかった。いくつかの星は大きな振幅と強いノイズを示し、多くの周波数で変動性を示している。これは赤色超巨星の寿命の終わりに近づくにつれて発生する強力な恒星風を示していると考えられる。より一般的なのは、数百日間にわたる同時放射状モード変動と、おそらくは数千日間にわたる非放射状モード変動である。ほんの数個の星だけが、振幅が小さく、真に不規則であるように見えるが、これはおそらく光球の粒状化によるものである。赤色超巨星の光球には、太陽のような星に比べて比較的少数の非常に大きな対流細胞が含まれている。これが表面輝度の変動を引き起こし、星が自転するにつれて目に見える輝度の変動につながる可能性がある。 ^[14]

赤色超巨星のスペクトルは他の低温恒星と似ており、金属や分子バンドの吸収線の森が支配的である。これらの特徴のいくつかは、例えば近赤外線のシアンバンドの強度やCa II三重項など、光度クラスを決定するために使用される。^[15]

赤色超巨星の周囲の恒星周縁物質からはメーザー放射がよく見られる。最も一般的にはH ₂ OとSiOから発生するが、狭い領域からは水酸化（OH）放射も発生する。^[16]赤色超巨星の周囲の恒星周縁物質の高解像度マッピングに加えて、^{[17]メーザーの} VLBIまたはVLBA観測は、その発生源までの正確な視差と距離を導き出すために使用できる。^[18]現在、これは主に個々の天体に適用されているが、銀河構造の分析や、そうでなければ隠されていた赤色超巨星の発見に役立つ可能性がある。^[19]

赤色超巨星の表面存在比は、中心部の水素が完全に消費されているにもかかわらず、水素が優勢である。質量損失の最終段階、つまり星が爆発する前段階では、表面のヘリウムが水素に匹敵するレベルまで濃縮される可能性がある。理論上の極度質量損失モデルでは、十分な水素が失われ、表面で最も豊富な元素がヘリウムになる可能性がある。赤色超巨星になる前の星が主系列を離れると、表面では酸素が炭素よりも豊富になり、窒素はどちらよりも少なくなる。これは星の形成からの存在比を反映している。炭素と酸素は急速に枯渇し、窒素は核融合層からCNO処理された物質が掘り起こされた結果、増加する。^[20]

赤色超巨星はゆっくりと、あるいは非常にゆっくりと自転することが観測されている。モデルによれば、高速で自転する主系列星でさえも質量損失によって減速されるため、赤色超巨星はほとんど自転しない。ベテルギウスのような適度な自転速度を持つ赤色超巨星は、赤色超巨星段階に達した後に、おそらく連星相互作用を通じて自転速度を獲得した可能性がある。赤色超巨星の核は今も自転しており、差動自転速度は非常に大きくなる可能性がある。^[21]

超巨星の光度クラスは簡単に決定でき、多数の恒星に適用できるが、非常に異なるタイプの複数の恒星を1つのカテゴリにまとめている。進化論的定義では、超巨星という用語は、縮退ヘリウム核を発達させることなくヘリウム核融合を開始し、ヘリウムフラッシュを経験することのない大質量恒星に限定されている。これらの恒星は普遍的に、より重い元素を燃焼し、核崩壊を起こして超新星爆発を起こす。^[22]

より質量の小さい恒星は、 漸近巨星枝（AGB）にありヘリウム殻燃焼を起こしているときに、比較的低い光度（約1,000 L _☉）で超巨星スペクトル光度クラスを形成することがある。研究者は現在、これらを超巨星とは異なるAGB星として分類することを好んでいる。なぜなら、それらは質量が小さく、表面の化学組成が異なり、異なるタイプの脈動と変動を起こし、異なる進化を遂げ、通常は惑星状星雲と白色矮星を形成するからである。^[23] ほとんどのAGB星は超新星にはならないが、鉄の核を形成することなく特異な超新星を形成する可能性がある、完全な炭素核融合を起こすのに十分な質量を持つスーパーAGB星^{のクラスには興味がある。 [24]} 低質量高光度の星の注目すべきグループの1つは、不安定帯に位置し、特徴的な半規則的な変動を示す RVタウリ変光星、AGBまたはポストAGB星である。

赤色超巨星は、質量が約 8 M _☉から30 または 40  M _☉の主系列星から発生します 。^[10] より質量の大きい星は、赤色超巨星になるほど十分に冷却されることはありません。より低質量の星は、赤色巨星の段階で縮退したヘリウムコアを発達させ、水平枝でヘリウムを融合する前にヘリウムフラッシュを経験し、縮退した炭素-酸素コアの周りの殻でヘリウムを燃焼しながら AGB に沿って進化し、その後、外層が急速に失われて惑星状星雲を持つ白色矮星になります。^[12] AGB 星は、その小さな質量に比べて極端な大きさに膨張するため、超巨星の光度クラスのスペクトルを発達させ、太陽の光度の数万倍に達することがあります。約 9  M _{☉の中間の「スーパー AGB」星は、}炭素融合を起こし、酸素-ネオンコアの崩壊によって電子捕獲超新星を生成する可能性があります。^[24]

主系列星は、中心核で水素を燃焼し、質量が10から30または40  M _{☉で、温度は約25,000Kから32,000Kで、スペクトル型はB型初期、おそらく非常に後期のO型です。これらの星は、} CNOサイクルによる水素の急速な融合により、すでに10,000～100,000  L _☉の非常に明るい星であり、中心核は完全に対流しています。太陽とは対照的に、これらの高温の主系列星の外層は対流しません。^[12]

これらの赤色超巨星になる前の主系列星は、500万年から2000万年後に中心核の水素を使い果たします。その後、主にヘリウムとなった中心核の周囲で水素の殻を燃焼し始め、これが膨張と冷却を引き起こして超巨星になります。その明るさは約3倍に増加します。表面のヘリウムの存在率は現在40%に達していますが、より重い元素の増加はほとんどありません。^[12]

超巨星は冷却を続け、そのほとんどは急速にセファイド不安定帯を通過するが、最も質量の大きいものは短期間黄色超巨星として過ごす。これらは後期K型またはM型に達し、赤色超巨星になる。中心核でのヘリウムの核融合は、恒星が膨張している間、または赤色超巨星になった後にスムーズに始まるが、表面にすぐに変化が生じることはほとんどない。赤色超巨星は、表面から中心核の半分以上に達する深い対流帯を発達させ、これにより表面で窒素が著しく濃縮され、より重い元素もいくらか濃縮される。^[26]

一部の赤色超巨星はブルーループを経験し、一時的に温度が上昇してから赤色超巨星の状態に戻ります。これは恒星の質量、自転速度、化学組成によって異なります。多くの赤色超巨星はブルーループを経験しませんが、いくつかの赤色超巨星はブルーループを経験します。ブルーループのピーク時には温度が10,000Kに達することがあります。ブルーループの正確な理由は星によって異なりますが、常にヘリウムコアが星の質量の割合として増加し、外層からの質量損失率が高くなることと関係しています。^[21]

すべての赤色超巨星は、100万年から200万年以内に中心核のヘリウムを使い果たし、炭素を燃焼し始める。これはより重い元素の融合とともに続き、鉄の中心核が形成され、それが必然的に崩壊して超新星を形成する。炭素の融合が始まってから中心核が崩壊するまでの時間は、わずか数千年である。ほとんどの場合、中心核の崩壊は星がまだ赤色超巨星である間に起こり、残っている大量の水素に富む大気が放出され、これがII型超新星のスペクトルを生成する。放出された水素の不透明度は冷却するにつれて減少し、これが最初の超新星ピーク後の明るさの低下に長い遅延をもたらす。これがII-P型超新星の特徴である。^{[12] [26]}

最も明るい赤色超巨星は、金属量が太陽に近いため、中心核が崩壊する前に外層のほとんどを失うと予想され、黄色極超巨星や明るい青色変光星に戻る。このような恒星はII-L型超新星として爆発する可能性があり、その場合、スペクトルにはまだ水素が含まれるものの、光度曲線に広い輝度プラトーを引き起こすほどの水素は含まれない。水素がさらに少ない恒星は、珍しいIIb型超新星を生成する可能性があり、この場合、水素がほとんど残っていないため、初期のII型スペクトルの水素線が消えてIb型超新星のように見える。^[27]

観測されたII-P型超新星の祖先はすべて、3,500Kから4,400Kの温度と10,000  L _☉から300,000  L _☉の光度を持っています。これは、低質量の赤色超巨星の予想されるパラメータと一致しています。II-L型およびIIb型超新星の祖先が少数観測されており、すべて光度が約100,000  L _☉で、温度が6,000Kまでとやや高くなっています。これらは、質量損失率が高いやや質量の高い赤色超巨星によく一致しています。最も明るい赤色超巨星に対応する超新星の祖先は知られておらず、これらは爆発する前にウォルフ・ライエ星に進化すると予想されています。^[21]

赤色超巨星は必然的に約2500万年以上は生きておらず、そのような大質量星は比較的大きな星団でのみ形成されると予想されているため、目立つ星団の近くで主に発見されると予想されています。しかし、それらは星の一生の他の段階と比較するとかなり短命であり、比較的まれな大質量星からのみ形成されるため、通常、各星団には一度に少数の赤色超巨星しか存在しません。タランチュラ星雲の巨大なホッジ301星団には3つの赤色超巨星が含まれています。^[28] 21世紀まで、単一の星団で知られている赤色超巨星の最大数は、NGC 7419の5つでした。^[29] ほとんどの赤色超巨星は単独で発見されており、たとえば、オリオンOB1星団のベテルギウスやさそり座・ケンタウルス座のアンタレスです。

2006 年以来、銀河の 十字腕-盾腕の基部付近で一連の巨大な銀河団が特定されており、それぞれに複数の赤色超巨星が含まれている。RSGC1には少なくとも 12 個の赤色超巨星が含まれ、RSGC2 (別名スティーブンソン 2 ) には少なくとも 26 個、RSGC3には少なくとも 8 個、RSGC4 (別名アリカンテ 8 ) にも少なくとも 8 個含まれている。これらの銀河団の方向の狭い範囲で、合計 80 個の赤色超巨星が確認されている。これらの 4 つの銀河団は、銀河の中心にある棒状の近端で 1000 万～2000 万年前に起きた大規模な星形成爆発の一部であると思われる。^[30] 同様の巨大な銀河団が棒状の遠端付近でも見つかっているが、赤色超巨星の数はそれほど多くない。^[31]

赤色超巨星は珍しい星ですが、遠くからでも見え、変化しやすいため、肉眼でよく見える例が数多くあります。

• アンタレスA
• ベテルギウス
• ペガサス座イプシロン星
• ゼータ・ケフェイ
• ラムダベロラム
• エタ・ペルセウス
• 白鳥座31と32
• Psi ¹ぎょしゃ座
• 119 タウリ

ミラは歴史的には赤色超巨星であると考えられていたが、現在では漸近巨星分枝星であることが広く認められている。^[32]

赤色超巨星の中には、半径が太陽の1000倍を超える、より大きく明るいものもあります。そのため、これらは赤色極超巨星とも呼ばれます。

• ケフェイ族
• VV ケフェイA
• NML シグニ
• ペルセウス座S
• UY スクティ
• VY おおいぬ座
• ウェスタールンド 1 W26
• G64 について
• KY シグニ
• BI 白鳥座

マゼラン雲の赤色超巨星のほぼすべてを捉えると期待された調査^{[33]では、太陽の約25万倍の明るさで太陽の半径の約1,000倍以上にある、} _Mv -7以上の約12個のMクラスの星が検出されました 。

• 超新星の一覧

• ドルダ、リカルド。ネゲルエラ、イグナシオ。ゴンサレス・フェルナンデス、カルロス。タベルネロ、ヒューゴ M. (2016)。 「低温超巨星のスペクトルの種類、温度、進化段階」。天文学と天体物理学。592 : A16. arXiv : 1605.03239。Bibcode :2016A&A...592A..16D。土井：10.1051/0004-6361/201528024。S2CID  56239945。
• Chiavassa, A.; Kudritzki, R.; Davies, B.; Freytag, B.; De Mink, SE (2022). 「Gaia で測定された光中心変位による赤色超巨星のダイナミクスの調査」。天文学と天体物理学。661: L1。arXiv: 2205.05156。Bibcode : 2022A & A ... 661L ... 1C。doi : 10.1051 / 0004-6361 /202243568。S2CID 248316112  。

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