スーパージャイアント

超巨星は、高光度と低表面重力に敏感な特徴的な線を持つスペクトルに基づいて識別できます。^{[ 12 ] [ 13 ]} 1897年、アントニア・C・モーリーは、スペクトル線の幅に基づいて星を分類し、彼女のクラス「c」は最も狭い線を持つ星を識別しました。当時は知られていませんでしたが、これらは最も明るい星でした。^{[ 14 ]} 1943年、モーガンとキーナンはスペクトル光度クラスの定義を正式に定め、クラスIは超巨星を指しました。^{[ 15 ]} MK光度クラスの同じシステムは、現代のスペクトルの解像度の向上に基づいて改良され、今日でも使用されています。^{[ 16 ]}超巨星は、若い青色のO型超巨星から高度に進化した赤色のM型超巨星まで、すべてのスペクトルクラスに存在します。超巨星は、同じスペクトル型の主系列星や巨星に比べて質量が大きいため、表面重力が低く、スペクトル線の形状に変化が見られます。また、超巨星は進化段階にある恒星であり、主系列星よりも重元素の含有量が多いという特徴があります。これが、スペクトル観測のみに基づいて恒星を光度階級に分類するMK光度分類システムの基礎となっています。

表面重力が低いことや核融合生成物によるスペクトル線の変化に加えて、最も明るい恒星は質量損失率が高く、その結果として放出された周星物質の雲があり、これが輝線、P Cygni プロファイル、または禁制線を生成することがあります。MK システムでは、恒星を光度クラスに分類します。超巨星はIb 、高光度超巨星はIa 、超巨星は0 (ゼロ) またはIa ^{+ です}。実際には、これらの分類には明確なバンドよりも連続性がはるかに多く、中間光度超巨星にはIabなどの分類が使用されます。超巨星のスペクトルには、スペクトルの特異性を示すために、たとえば B2 Iae やF5 Ipecのように注釈が付けられることがよくあります。

超巨星は、特定の恒星の進化史における特定の段階によって定義されることもあります。初期質量が8～10太陽質量を超える_恒星は、水素を使い果たした後、ヘリウム核融合を迅速かつ円滑に開始し、ヘリウムを使い果たした後もより重い元素の核融合を続け、鉄核を形成します。そして、鉄核が形成されると、その核が崩壊してII型超新星爆発を起こします。これらの大質量星が主系列星の段階を離れると、大気が膨張し、超巨星と呼ばれるようになります。 

当初10太陽質量以下の_恒星は鉄の核を形成することはなく、進化論的には超巨星にはならないが、太陽の数千倍の光度に達することがある。ヘリウムが枯渇した後は炭素やより重い元素を核融合させることができないため、最終的には外層を失い、白色矮星の核だけが残る。これらの恒星が水素燃焼殻とヘリウム燃焼殻の両方を持つ段階は漸近巨星分枝（AGB）と呼ばれ、恒星は徐々に光度が増してM型星になる。8～10太陽質量の恒星は_AGBで十分な炭素を核融合させて酸素ネオン核と電子捕獲超新星を生成する可能性があるが、天体物理学者はこれらを超巨星ではなく超AGB星に分類する。 ^{[ 17 ]}  

進化段階にある恒星の中には、進化論的には超巨星ではないものの、超巨星のようなスペクトル特性を示したり、超巨星に匹敵する光度を持つものなど、いくつかの種類が存在する。

漸近巨星分枝（AGB）星とポストAGB星は、高度に進化した低質量赤色巨星で、その光度はより質量の大きい赤色超巨星に匹敵する可能性があるが、質量が小さいこと、発達段階が異なること（ヘリウム殻燃焼）、そして寿命の終わり方が異なること（超新星ではなく惑星状星雲や白色矮星になること）から、天体物理学者はこれらを区別することを好む。境界は7～10太陽_質量（または一部のモデルでは12太陽_{質量にも達する}^{[ 18 ]}）付近で曖昧になり、この質量では星はヘリウムより重い元素の限定的な核融合を開始する。これらの星を研究する専門家は、熱パルスなどAGBと共通する多くの特性を持っているため、しばしばこれらをスーパーAGB星と呼ぶ。ヘリウムより重い元素の燃焼を開始し、超新星として爆発する可能性があるため、低質量超巨星と呼ぶ人もいる。^{[ 19 ]}多くのポストAGB星は、超巨星の光度クラスを持つスペクトル型を受けます。たとえば、RV Tauriは太陽よりも質量が小さいにもかかわらず、Ia（明るい超巨星）の光度クラスを持っています。一部のAGB星も超巨星の光度クラスを受け、最も顕著なのはW VirginisのようなW Virginis変光星で、熱パルスによって引き起こされるブルーループを実行している星です。ごく少数のミラ変光星やその他の後期AGB星は、たとえばα Herculisのように、超巨星の光度クラスを持っています。  

古典的なケフェイド変光星は通常、超巨星の光度クラスに属しますが、実際に鉄の核を発達させるのは最も明るく質量の大きいものだけです。それらの大部分は、中心部でヘリウムを核融合させている中間質量星であり、最終的には漸近巨星分枝に移行します。δケフェイ_自体もその一例で、光度は2,000 L☉、質量は4.5 M☉_です。  

ウォルフ・ライエ星もまた、質量が大きく光度の高い進化段階の星であり、ほとんどの超巨星よりも高温で小さく、視覚的には明るさは劣りますが、高温のため光度は高い場合が多いです。スペクトルはヘリウムやその他の重元素が支配的で、水素はほとんど、あるいは全く含まれていないことが多く、これはウォルフ・ライエ星が超巨星よりもさらに進化した星であることを示しています。AGB星がHR図上で赤色超巨星とほぼ同じ領域に位置するのと同様に、ウォルフ・ライエ星はHR図上で最も高温の青色超巨星や主系列星と同じ領域に位置することがあります。

最も質量が大きく光度の高い主系列星は、急速に進化して超巨星となる星とほとんど区別がつかない。温度はほぼ同じで光度も非常に似通っており、最も詳細な分析によってのみ、狭い初期O型主系列から近傍の初期O型超巨星領域へと進化してきたことを示すスペクトル特性を区別することができる。このような初期O型超巨星は、WNLhウォルフ・ライエ星と多くの特徴を共有しており、両者の中間的な存在であるスラッシュ星と呼ばれることもある。

高光度青色変光星（LBV）は、HR図上では青色超巨星と同じ領域に位置しますが、一般的には別個に分類されます。LBVは進化段階にあり、膨張し、質量が大きく、高光度を持つ恒星で、しばしば超巨星ですが、非常に特徴的なスペクトル変動性を持つため、標準的なスペクトル型に分類することはできません。特定の時期にのみ観測されたLBV、あるいは安定している期間にのみ観測されたLBVは、その光度の高さから、単に高温超巨星、またはLBV候補として指定されることがあります。

ハイパー巨星は、重要な点においてはすべてスーパー巨星のより明るいカテゴリーに過ぎないにもかかわらず、しばしばスーパー巨星とは異なるカテゴリーの星として扱われます。ハイパー巨星はスーパー巨星と同様に進化し、膨張し、質量が大きく、光度も高い星ですが、質量と光度が極限に達しており、さらに極めて高い光度と不安定性のために大きな質量損失を起こすという特有の性質を持っています。一般的に、ハイパー巨星の特性を示すのは、より進化したスーパー巨星のみです。なぜなら、質量損失が大きくなり、光度が増加すると、不安定性が増すからです。

B[e]星の中には超巨星であるものもあるが、そうでないB[e]星も明らかに存在する。一部の研究者はB[e]天体を超巨星とは別個のものとして区別しているが、大質量進化型B[e]星を超巨星のサブグループとして定義する研究者もいる。後者の考え方がより一般的になりつつあり、B[e]現象は、超巨星のライフサイクルの一段階に過ぎないものも含め、様々な種類の星で別個に発生するという理解に基づいている。

超巨星の光度クラスは、主に表面重力の尺度となるスペクトル特性に基づいて割り当てられますが、このような星は微視的乱流などの他の特性にも影響されます。超巨星は通常、表面重力が log(g) 2.0 cgs 前後以下ですが、明るい巨星 (光度クラス II) は、通常の Ib 超巨星と統計的に非常に似た表面重力を持っています。^{[ 20 ]}低温で光度の高い超巨星は表面重力が低く、最も光度の高い (そして不安定な) 星は log(g) がゼロ前後です。^{[ 9 ]}高温の超巨星は、最も光度の高いものでさえ、質量が大きく半径が小さいため、表面重力が 1 前後です。^{[ 21 ]}

主要なスペクトル型すべてに超巨星が存在し、温度範囲も約3,400 Kの中期M型星から40,000 Kを超える最も高温のO型星まで、広範囲に及んでいます。超巨星は一般的に中期M型星より低温では見つかりません。これは理論的には予想通りで、超巨星は壊滅的に不安定になるからです。ただし、VX Sagittariiのような極端な星の中には例外となる可能性のあるものもあります。^{[ 9 ]}

超巨星はO型からM型までのすべてのクラスに存在するが、その大部分はB型（青色超巨星）であり、他のすべてのスペクトルクラスを合わせた数よりも多い。非常に低光度のG型超巨星は、漸近巨星分枝に達する前に中心部でヘリウムを燃焼する中間質量星であり、はるかに小さなグループである。初期B型（B0-2）と非常に後期O型（O9.5）の高光度超巨星は、これらのスペクトル型の主系列星よりも多く存在する、明確なグループである。^{[ 22 ]}主系列後の青色超巨星の数は、理論モデルから予想される数より多く、「青色超巨星問題」につながっている。^{[ 23 ]}

青色、黄色、赤色の超巨星の相対的な数は、恒星進化の速度の指標として機能し、大質量星の進化モデルの強力な検証として使用されます。^{[ 24 ]}

超巨星は、HR図の上部全体を占めるほぼ水平な帯状領域に位置していますが、スペクトル型によって若干のばらつきが見られます。これらのばらつきは、スペクトル型ごとに光度階級を割り当てる方法の違いと、恒星の実際の物理的な違いの両方に起因しています。

恒星の全光度は、あらゆる波長における電磁放射の総出力を反映しています。非常に高温の恒星や非常に低温の恒星では、全光度は可視光度よりもはるかに高く、数等級、あるいは5倍以上にもなることがあります。この全光度補正は、中期B型、後期K型、初期M型の恒星では約1等級ですが、O型や中期M型の恒星では3等級（15倍）にまで増加します。

超巨星はすべて、同じ温度の主系列星よりも大きく、光度も高い。つまり、高温の超巨星は、明るい主系列星よりも比較的狭い帯状領域に位置する。B0 主系列星の絶対等級は約 -5 であり、これ_はすべての B0 超巨星が絶対等級-5よりかなり明るいことを意味する。最も暗い青色超巨星でさえ、全光度は太陽 ( L☉ )の数万倍である。最も明るいものは100 万L☉_を超えることもあり、 α Cygni 変光星や高光度青色変光星のように不安定な場合が多い。 

最も高温の超巨星で初期O型スペクトル型を持つものは、非常に光度の高い初期O型主系列星や巨星よりも極めて狭い光度範囲に存在します。これらは通常の超巨星（Ib型）と高光度超巨星（Ia型）に分けられてはいませんが、窒素やヘリウムの輝線を表す「f」などの他のスペクトル型修飾子（例：HD 93129AのO2 If ）を持つことがよくあります。^{[ 25 ]}

黄色の超巨星は絶対等級−5よりかなり暗い場合があり、 −2程度の例もあります(例: 14 Persei )。ボロメトリック補正がほぼゼロの場合、太陽の光度の数百倍しかない可能性があります。ただし、これらは大質量星ではなく、ケフェイド変光星の脈動などの不安定性により表面重力が特に低い中間質量星です。これらの中間質量星が進化の比較的長い段階で超巨星に分類されることが、低光度の黄色の超巨星が多数存在する理由です。最も明るい黄色の星である黄色の超巨星は、絶対等級が−9程度で、視覚的に最も明るい星の部類に入りますが、それでも100 万L☉未満です_。 

赤色超巨星の光度には、約50 万L☉_という強い上限があります。これより明るい星は外層を非常に速く放出するため、主系列を離れた後も高温の超巨星のままです。赤色超巨星の大部分は10 ～ 15 M☉_の主系列星であり、現在は10 万L☉未満の光度を_持ち、明るい超巨星 (Ia) M 型星はごくわずかです。^{[ 22 ]}赤色超巨星に分類される最も光度の低い星は、最も明るい AGB 星および post AGB 星の一部であり、RV Tauri 変光星のような高度に膨張した不安定な低質量星です。AGB 星の大部分は巨星または明るい巨星の光度クラスに割り当てられますが、W Virginis 変光星のような特に不安定な星は、超巨星に分類されることがあります (例えばW Virginis自体)。最も暗い赤色超巨星は、絶対等級−3程度です。   

アルファ・シグニ変光星、半規則変光星、不規則変光星など、ほとんどの超巨星はある程度の測光変動を示すが、超巨星の中には明確に定義された特定のタイプの変光星が存在する。不安定帯は超巨星の領域を横切っており、特に多くの黄色超巨星は古典的なケフェイド変光星である。同じ不安定領域は、さらに明るい黄色超巨星にも及んでおり、これは極めて稀で短命な明るい超巨星の一種である。Rコロナエ・ボレアリス変光星の多くは、すべてではないが黄色超巨星であるが、この変動は物理的な不安定性ではなく、その特異な化学組成によるものである。

RV Tauri型変光星やPV Telescopii型変光星など、その他の変光星も超巨星として記述されることが多い。RV Tau型変光星は、表面重力が低いため、スペクトル型が超巨星の光度クラスに分類されることが多く、AGB型星およびポストAGB型星の中でも最も明るい部類に入り、質量は太陽と同程度である。同様に、さらに稀なPV Tel型変光星も超巨星として分類されることが多いが、超巨星よりも光度が低く、水素が極端に不足した特異なB[e]スペクトルを持つ。これらもポストAGB型天体、あるいは「再生」したAGB型星である可能性がある。

LBVは変動性が高く、複数の半規則的な周期と、予測しにくい噴火や巨大な爆発を伴います。通常は超巨星または極超巨星であり、ウォルフ・ライエ星スペクトル（極めて明るく質量が大きく、外層が膨張した進化段階の星）を持つこともありますが、その特徴が非常に独特で珍しいため、超巨星と呼ばれたり、超巨星スペクトル型を与えられたりすることなく、別のカテゴリーとして扱われることがよくあります。LBVは特異で変動性の高いスペクトル特性を持ち、爆発時の約8,000 Kから「静穏」時の20,000 K以上に温度が変化するため、スペクトル型は単に「LBV」と表記されることがよくあります。

超巨星の表面における様々な元素の存在量は、光度の低い恒星とは異なります。超巨星は進化段階にある恒星であり、核融合生成物が表面に対流によって運ばれてきた可能性があります。

低温の超巨星は、表面にヘリウムと窒素が増加することを示している。これは、非常に質量の大きい星の主系列中にこれらの核融合生成物が表面に対流すること、シェル燃焼中のドレッジアップ、または星の外層の喪失によって引き起こされる。ヘリウムは、CNO サイクル核融合中に炭素と酸素に比べて蓄積される水素と窒素の核融合によって、中心部と外殻で形成される。同時に、炭素と酸素の存在量は減少する。^{[ 26 ]}赤色の超巨星は、表面の異常な化学組成、深部サードドレッジアップによる炭素の増加、および炭素 13、リチウム、s プロセス元素によって、光度は高いが質量の小さい AGB 星と区別することができる。後期の AGB 星は酸素が高度に濃縮され、OHメーザーを生成することがある。^{[ 27 ]}

高温の超巨星では窒素濃縮のレベルが異なります。これは、主系列星の自転による混合のレベルの違い、または一部の青色超巨星が主系列星から新たに進化しているのに対し、他の青色超巨星は以前に赤色超巨星段階を経ているためと考えられます。赤色超巨星後の星は、CNO処理された物質が表面に対流し、外層が完全に失われるため、一般的に炭素に対する窒素のレベルが高くなります。赤色超巨星後の星ではヘリウムの表面濃縮も強く、大気の3分の1以上を占めています。^{[ 28 ] [ 29 ]}