準巨星

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 )

準巨星とは、同じスペクトルクラスの通常の主系列星よりも明るいが、巨星ほど明るくない 星である。準巨星という用語は、特定のスペクトル光度クラスと星の進化の段階の両方に適用される。

準巨星という用語は、1930年に、絶対等級が+2.5から+4のG型および初期のK型星に対して初めて使用されました。これらは、太陽などの明らかな主系列星とアルデバランなどの明らかな巨星の間にある連続した星の一部として注目されましたが、主系列星や巨星よりも数は少ないです。^[1]

ヤーキスのスペクトル分類システムは、文字と数字の組み合わせを使用して星の温度 (例: A5 または M1) を示し、ローマ数字を使用して同じ温度の他の星に対する相対的な明るさを示す 2 次元の体系です。明るさクラス IV の星は準巨星であり、主系列星 (明るさクラス V) と赤色巨星(明るさクラス III) の間に位置しています。

絶対的な特徴を定義するのではなく、スペクトル光度クラスを決定するための典型的なアプローチは、類似のスペクトルを標準星と比較することです。多くの線比とプロファイルは重力に敏感であるため、有用な光度指標となりますが、各スペクトルクラスで最も有用なスペクトル特徴は次のとおりです。^{[2] [3]}

• O: N ⁱⁱⁱ放出とHe ⁱⁱ吸収の相対的な強さ、強い放出はより明るくなる
• B:バルマー線 プロファイルとO ⁱⁱ線の強度
• A:バルマー 線プロファイル、翼が広いほど光は少なくなります
• F: Fe、Ti、Srの線強度
• G: SrとFeの線強度、およびCa、H、K線の翼幅
• K: Ca、H、K 線プロファイル、Sr / Fe線比、MgHおよびTiO線強度
• M: 422.6 nmのCa線とTiOバンドの強度

モーガンとキーナンは、2次元の分類体系を確立したときに、光度クラスIVの星の例を挙げた。^[2]

その後の分析で、これらのうちいくつかは二重星からの混合スペクトルであり、いくつかは変動することが判明し、基準はさらに多くの星に拡大されましたが、元の星の多くは依然として準巨星光度クラスの基準と見なされています。O型星やK1よりも低温の星には、準巨星光度クラスが与えられることはほとんどありません。^[4]

準巨星枝は、低質量から中質量の恒星の進化段階である。準巨星スペクトル型の恒星は、必ずしも進化的準巨星枝にあるとは限らず、その逆もまた同様である。例えば、FK Com星と31 Com星はどちらもヘルツシュプルングギャップにあり、進化的準巨星である可能性が高いが、どちらも巨星光度クラスに割り当てられることが多い。スペクトル分類は、金属量、自転、異常な化学的特性などによって影響を受ける可能性がある。太陽のような恒星の準巨星枝の初期段階は、内部の変化が外部からほとんど示されないまま長期化する。進化的準巨星を特定する方法の 1 つに、準巨星では枯渇しているリチウムなどの化学的存在比や^[5]コロナ放射の強度などがある。^[6]

主系列星の中心部に残る水素の割合が減少すると、中心部の温度が上昇し、核融合率が上昇します。これにより、星は年をとるにつれてゆっくりと光度が上昇し、ヘルツシュプルング・ラッセル図の主系列帯が広がります。

主系列星が中心核で水素を融合しなくなると、中心核は自身の重さで収縮し始めます。これにより中心核の温度が上昇し、中心核の外側の殻で水素が融合します。これにより中心核の水素燃焼よりも多くのエネルギーが供給されます。低質量星と中質量星は膨張して冷却し、約 5,000 K で赤色巨星分岐と呼ばれる段階で明るさが増加し始めます。主系列から赤色巨星分岐への移行は準巨星分岐と呼ばれます。準巨星分岐の形状と期間は、星の内部構成の違いにより、異なる質量の星ごとに異なります。

質量が約0.4M☉ 未満の恒星は_、そのほとんどで対流が起きている。これらの恒星は、本質的に恒星全体がヘリウムに変換されるまで、中心核で水素の核融合を続け、準巨星には成長しない。この質量の恒星の主系列寿命は、現在の宇宙の年齢よりも何倍も長い。^[7]

太陽の40パーセント以上の質量を持つ恒星は、中心から外側に向かって強い温度勾配を持つ非対流核を持っています。恒星の核で水素を使い果たすと、中心核を取り囲む水素の殻は中断することなく融合を続けます。外部からはほとんど変化が見られませんが、この時点で恒星は準巨星であると考えられます。^[8] 融合する水素殻がその質量をヘリウムに変換すると、対流効果によりヘリウムが核に向かって分離され、そこでほぼ純粋なヘリウムプラズマの非融合核の質量が非常にゆっくりと増加します。これが起こると、融合する水素殻は徐々に外側に拡大し、恒星の外殻のサイズが主系列にあったときの元の半径の2倍から10倍から準巨星サイズまで増加します。恒星の外層が準巨星サイズに拡大すると、水素殻の融合によって生成されるエネルギーの増加がほぼバランスし、恒星の表面温度がほぼ維持されます。このため、この範囲の恒星質量の下限では、恒星のスペクトルクラスはほとんど変化しません。準巨星の表面積がエネルギーを放射する面積は非常に大きいため、惑星の軌道が液体の水を形成する範囲にある可能性のある恒星周縁の居住可能領域は、どの惑星系でもはるかに外側にシフトします。球の表面積は 4πr ²であるため、半径 2  R _☉の球は表面で 400% のエネルギーを放出し、半径 10  R _☉の球は10000% のエネルギーを放出します。^{[引用が必要]}

ヘリウム核の質量はシェーンベルク・チャンドラセカール限界を下回っており、融合中の水素殻と熱平衡状態を保っている。質量は増加し続け、水素殻が外側に移動するにつれて恒星は非常にゆっくりと膨張する。殻からのエネルギー出力の増加は恒星の外殻の膨張に使われ、光度はほぼ一定に保たれる。これらの恒星の準巨星枝は短く、水平で、非常に古い星団で見られるように密集している。^[8]

10億年から80億年後、ヘリウム核は自身の重量を支えきれなくなり、縮退する。核の温度が上昇し、水素殻の核融合率が上昇し、外層は強い対流を起こし、ほぼ同じ有効温度で光度が増加する。この星は現在、赤色巨星の枝にある。^[7]

太陽よりも質量が大きく、大きな恒星は、主系列に対流核を持つ。これらの恒星は、対流領域全体の水素を使い果たす前に、より質量の大きいヘリウム核を発達させ、恒星のより大きな部分を占めるようになる。恒星の核融合は完全に停止し、核は収縮して温度が上昇し始める。恒星全体が収縮して温度が上昇し、核融合がないにもかかわらず放射光は実際に増加する。この状態が数百万年続き、核が十分に熱くなり、殻内の水素が発火すると、温度と光度の増加が逆転し、恒星は膨張して冷却し始める。このフックは、これらの恒星の主系列の終わりと準巨星分岐の始まりとして一般的に定義される。^[8]

質量が約 2 M _☉未満の恒星の核は シェーンベルク・チャンドラセカール限界を下回っていますが、水素殻融合により核の質量が急速に増加して限界を超えます。より質量の大きい恒星は、主系列を離れる時点ですでにシェーンベルク・チャンドラセカール質量を超える核を持っています。星がフックを示す正確な初期質量と、シェーンベルク・チャンドラセカール限界を超える核を持って主系列を離れる正確な初期質量は、金属量と対流核のオーバーシュートの程度によって異なります。金属量が低いと、低質量の核でも中心部が対流的に不安定になり、オーバーシュートにより水素が枯渇したときに核が大きくなります。^[7]

核が C-R 限界を超えると、核はもはや水素殻と熱平衡を保てなくなります。核は収縮し、恒星の外層は膨張して冷却されます。外層を膨張させるエネルギーにより、放射光度が減少します。外層が十分に冷却されると、外層は不透明になり、融合殻の外側で対流が始まります。膨張は止まり、放射光度が増加し始めます。これが、これらの恒星の赤色巨星分岐の始まりと定義されます。初期質量が約 1～2  M _☉の恒星は、この時点より前にヘリウム核の縮退が発生する可能性があり、これにより、より低質量の恒星と同様に、恒星は赤色巨星分岐に入ります。^[7]

中心核の収縮と外層の膨張は非常に急速で、数百万年しかかかりません。この間に、恒星の温度は主系列値の6,000～30,000 Kから約5,000 Kまで下がります。この進化段階にある恒星は比較的少なく、H-R図にはヘルツシュプルングギャップと呼ばれる明らかな欠落があります。これは数億年から数十億歳の星団で最も顕著です。^[9]

約8～12  M _{☉を超えると、金属量に応じて、恒星は}CNOサイクルの核融合により主系列上に高温の巨大な対流核を持つ。中心核の水素が枯渇すると、星が赤色巨星枝に到達する前に、水素殻核融合とそれに続く中心核ヘリウム核融合が急速に始まる。このような星、例えば初期のB主系列星は、超巨星になる前に、短く短縮された準巨星枝を経験する。この遷移中に、巨星スペクトル光度クラスが割り当てられることもある。^[10]

非常に質量の大きいO型主系列星では、主系列から巨星、さらに超巨星への移行が非常に狭い温度と光度の範囲で起こり、中心核の水素融合が終わる前でさえも起こるため、準巨星クラスが使われることはめったにない。O型星の表面重力log(g)の値は、巨星で約3.6 cgs、矮星で3.9である。^[11] 比較のために、K型星の典型的なlog(g)の値は1.59 (アルデバラン)と4.37 ( αケンタウリB )であり、log(g)が3.47のηケフェウス座などの準巨星を分類する余地が十分に残されている。質量の大きい準巨星の例には、θ ²オリオン座A星とδシルキニ座の主星があり、どちらも質量が20  M _☉を超えるO型星である。

この表は、太陽の金属量（Z = 0.02）の異なる初期質量を持つ恒星の主系列（MS）と準巨星分枝（SB）における典型的な寿命、およびコアの水素枯渇から殻燃焼の開始までのフック持続時間を示しています。また、各恒星の準巨星分枝の開始時と終了時のヘリウムコア質量、表面有効温度、半径、および光度も示されています。準巨星分枝の終了は、コアが縮退したとき、または光度が増加し始めたときと定義されます。^[8]

一般に、金属量の低い星は、金属量の高い星よりも小さく、高温です。準巨星の場合、主系列の転換点での年齢とコア質量が異なるため、状況は複雑になります。金属量の低い星は、主系列を離れる前にヘリウムコアが大きく発達するため、質量の低い星は準巨星分岐の始まりでフックが見られます。主系列の終わりにある Z=0.001 (極限種族 II ) 1  M _{☉ の}星のヘリウムコア質量は、Z=0.02 (種族 I ) の星のほぼ 2 倍です。金属量の低い星は、準巨星分岐の始まりでは 1,000 K 以上高温で、2 倍以上明るくなります。温度の差は準巨星分岐の終わりではそれほど顕著ではありませんが、金属量の低い星の方が大きく、ほぼ 4 倍明るくなります。他の質量を持つ恒星の進化にも同様の違いがあり、赤色巨星枝に到達せずに超巨星になる恒星の質量などの重要な値は、低金属量では低くなります。^[8]

ヘルツシュプルング・ラッセル (H-R) 図は、X 軸に温度またはスペクトル型、Y 軸に絶対等級または光度をとった星の散布図です。すべての星の H-R 図では、大多数の星、かなりの数の赤色巨星 (および十分に暗い星が観測された場合は白色矮星) を含む明確な対角主系列帯が示され、図の他の部分には比較的少数の星が示されています。

準巨星は主系列星の上（つまり主系列星よりも明るい）で巨星の下の領域を占める。準巨星として過ごす時間は主系列や巨星として過ごす時間よりはるかに短いため、ほとんどの H-R 図では比較的少ない。高温の B クラスの準巨星は主系列星とほとんど区別がつかないが、低温の準巨星は低温の主系列星と赤色巨星の間の比較的大きな隙間を埋める。スペクトル型 K3 より下の場合、主系列と赤色巨星の間の領域は完全に空であり、準巨星は存在しない。^[2]

恒星の進化の軌跡は、H-R 図にプロットすることができます。特定の質量について、これらは恒星の一生を通じての位置をトレースし、初期の主系列の位置から、準巨星枝に沿って巨星枝までの軌跡を示します。星団など、すべて同じ年齢の星のグループに対して H-R 図をプロットすると、主系列の分岐点と赤色巨星枝の間の星の帯として準巨星枝が見える場合があります。準巨星枝は、数十億年かかる 1-8  M _{☉ の}星が主系列から離れて進化するほど十分に古い星団の場合にのみ見えます。ω ケンタウリなどの球状星団やM67などの古い散開星団は十分に古いため、色-等級図に顕著な準巨星枝が見られます。ω ケンタウリは実際にはいくつかの別々の準巨星枝を示していますが、その理由はまだ完全には理解されていませんが、星団内の異なる年齢の星の集団を表しているようです。^[13]

変光星には、準巨星を含むいくつかの種類があります。

• ケフェウス座β変光星、初期B主系列星および準巨星
• ゆっくり脈動するB型星、中期から後期B型主系列星および準巨星
• たて座デルタ変光星、後期A型および初期F型主系列星および準巨星

太陽よりも質量の大きい準巨星は、セファイド 不安定帯を横切ります。これは、後に青いループで再びこの帯を横切る可能性があるため、最初の横切りと呼ばれます。2〜3 M _☉の範囲では 、 β Casなどのデルタたて座変光星が含まれます。^[14] より質量が大きい場合、不安定帯を横切る間、星は古典的セファイド変光星として脈動しますが、質量の大きい準巨星の進化は非常に急速であり、例を検出することは困難です。SV Vulpeculae は、最初の横切りで準巨星であると提案されましたが^[15]、その後、2回目の横切りであると決定されました^[16]。

準巨星の周りを公転する惑星には、カッパアンドロメダb、^[17]、 ケプラー36bとc、^{[18] [19]、} TOI-4603b ^[20]、HD 224693bなどがあります。^[21]

• Vassiliadis, E.; Wood, PR (1993). 「低質量および中質量星の、質量損失を伴う漸近巨星分岐の終点までの進化」。天体物理学ジャーナル。413 :641。Bibcode : 1993ApJ ...413..641V。doi : 10.1086/173033。
• Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. (1998). 「Z = 0.0001 から 0.03 までの恒星進化モデル」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 298 (2): 525. Bibcode :1998MNRAS.298..525P. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .
• Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). 「低質量および中質量星の進化軌跡と等時線: 0.15 から 7 M?、Z=0.0004 から 0.03」.天文学および天体物理学補足シリーズ. 141 (3): 371–383. arXiv : astro-ph/9910164 . Bibcode :2000A&AS..141..371G. doi :10.1051/aas:2000126. S2CID  14566232.

• ヘリウム燃焼による主系列以降の進化
• 長周期変光星 – ガイアミッションにおける周期光度関係と分類