超巨人

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 )

超巨星は、最も質量が大きく、最も明るい恒星の 1 つです。超巨星は、ヘルツシュプルング・ラッセル図の一番上の領域を占め、絶対視等級は約 -3 から -8 です。超巨星の温度範囲は約 3,400 K から 20,000 K 以上に及びます。

恒星に適用される「超巨星」という名称には、明確な定義はない。巨星という用語は、大多数の恒星がヘルツシュプルング・ラッセル図の2つの異なる領域に当てはまることが明らかになったときに、ヘルツシュプルングによって初めて作られた。一方の領域にはスペクトル型AからMのより大きくより明るい恒星が含まれており、巨星という名前が付けられた。^{[1]その後、測定可能な視差がないため、これらの恒星の一部は全体よりも大幅に大きくより明るいことが明らかになり、}超巨星 という用語が生まれ、すぐに超巨星として採用された。^{[2] [3] [4]}

スペクトル型がOからAの超巨星は一般に青色超巨星と呼ばれ、^{[5] [6] [7]スペクトル型がFとGの超巨星は}黄色超巨星と呼ばれ、^[8]スペクトル型がKからMの超巨星は赤色超巨星と呼ばれます。^[9]別の慣例には温度が使用され、有効温度が4800 K未満の超巨星は赤色超巨星、4800 Kから7500 Kの温度のものは黄色超巨星、7500 Kを超えるものは青色超巨星とみなされます。^{[10] [11]}これらは、赤色超巨星ではスペクトル型MとK、黄色超巨星ではG、F、後期A、青色超巨星では前期A、B、Oにほぼ相当します。

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、クラス「c」は最も細い線を持つ星を特定しました。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、クラスIが超巨星を指すスペクトル光度クラスの定義を公式化しました。^{[15] MK}光度クラス の同じシステムは、現代のスペクトルの向上した解像度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}クラスO超巨星から高度に進化した赤色クラスM超巨星まで、 すべてのスペクトルクラスに存在します。同じスペクトル型の主系列星や巨星に比べて拡大しているため、表面重力は低く、線プロファイルに変化が見られます。また、超巨星は主系列星よりも重元素のレベルが高い進化した星です。これが、スペクトルの観測のみに基づいて星を光度クラスに割り当てるMK 光度システムの基礎です。

低い表面重力と核融合生成物によるスペクトル線の変化に加え、最も明るい恒星は質量損失率が高く、その結果放出された星周物質の雲が発生し、輝線、P Cygni プロファイル、または禁制線が生成されます。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 、明るい超巨星はIa 、極超巨星は0 (ゼロ) またはIa ^{+ です}。実際には、これらの分類には明確に定義されたバンドよりも連続体の方がはるかに多く、Iabなどの分類は中程度の光度の超巨星に使用されます。超巨星のスペクトルには、スペクトル特性を示すために、たとえば B2 Iae やF5 Ipecなどの注釈が付けられることがよくあります。

超巨星は、特定の恒星の進化の歴史における特定の段階として定義することもできます。初期質量が 8-10  M _☉を超える恒星は、水素を使い果たした後、ヘリウムコアの融合を迅速かつスムーズに開始し、ヘリウムが枯渇した後もより重い元素の融合を続け、鉄コアを発達させた時点でコアが収縮してII 型超新星を発生させます。これらの大質量星が主系列を離れると、大気が膨張し、超巨星と呼ばれます。初期質量が 10  M _☉未満の恒星は鉄コアを形成することはなく、進化の観点からは超巨星にはなりませんが、太陽の数千倍の光度に達することがあります。ヘリウムが枯渇した後は炭素やより重い元素を融合できないため、最終的には外層を失い、白色矮星のコアだけが残ります。これらの恒星が水素とヘリウムの両方の燃焼殻を持つ段階は漸近巨星分枝（AGB）と呼ばれ、星は徐々により明るいM型恒星になっていく。8-10 M☉の恒星は AGB上で十分な炭素_を融合して酸素ネオン核と電子捕獲超新星を形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星として分類している。^[17]

進化の観点からは超巨星ではないが、超巨星のスペクトル特性を示したり、超巨星に匹敵する明るさを持つ進化した恒星には、いくつかのカテゴリがあります。

漸近巨星分枝（AGB）星とポストAGB星は、より質量の大きい赤色超巨星に匹敵する明るさを持つ、高度に進化した低質量赤色巨星ですが、質量が小さく、発達段階が異なり（ヘリウム殻の燃焼）、寿命の終わり方も異なる（超新星ではなく惑星状星雲や白色矮星）ため、天体物理学者はこれらを区別することを好みます。境界線は、星がヘリウムより重い元素の限定的な融合を起こし始める約7〜10  M _☉ （一部のモデルでは12 M _☉まで ）でぼやけます^[18]。これらの星を研究する専門家は、熱脈動などAGBと共通する特性を多く持つため、これらをスーパーAGB星と呼ぶことがよくあります。ヘリウムより重い元素を燃焼し始め、超新星として爆発することがあるため、低質量超巨星と呼ぶ人もいます。^[19] 多くのAGB後期星は、超巨星の光度クラスを持つスペクトル型を受け取っています。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取ります。最も顕著なのは、熱脈動によって引き起こされる青色ループを実行しているW Virginis変光星、たとえばW Virginis自体です。ごく少数のミラ変光星と他の後期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。

古典的なセフェイド変光星は、通常、超巨星の光度クラスを持ちますが、実際に鉄の核を形成するのは、最も明るく質量の大きいものだけです。そのほとんどは、核でヘリウムを融合している中質量星で、最終的には漸近巨星分岐に移行します。δ セフェイド自体は、光度 2,000  L _☉、質量 4.5  M _☉の例です。

ウォルフ・ライエ星もまた、高質量の明るい進化した星であり、ほとんどの超巨星よりも高温で小さく、視覚的にはそれほど明るくないが、高温のためより明るくなることが多い。これらの星のスペクトルはヘリウムやその他の重い元素が支配的で、通常は水素はほとんどまたはまったく見られない。これは、これらの星が超巨星よりもさらに進化した星であるという性質の手がかりとなる。AGB 星がHR 図の赤色超巨星とほぼ同じ領域に発生するのと同様に、ウォルフ・ライエ星は HR 図の最も高温の青色超巨星や主系列星と同じ領域に発生することがある。

最も質量が大きく明るい主系列星は、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。それらの星の温度はほぼ同じで、明るさも非常に似ており、最も詳細な分析によってのみ、狭い初期O型主系列から初期O型超巨星の近傍領域へと進化したことを示すスペクトル特性を区別できる。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、 2つのタイプの中間である スラッシュ星と呼ばれることもある。

明るい青色変光星(LBV) は、HR 図の青色超巨星と同じ領域に出現しますが、通常は別々に分類されます。これらは進化して膨張した、質量が大きく明るい星で、極超巨星であることが多いのですが、非常に特殊なスペクトル変動性があり、標準的なスペクトル型の割り当てが困難です。特定の時間または一定期間にわたって安定しているときにのみ観測される LBV は、その明るさから単にホット スーパージャイアントまたは候補 LBV として指定される場合があります。

極超巨星は、重要な点では超巨星のより明るいカテゴリーに過ぎないが、しばしば超巨星とは異なるカテゴリーの星として扱われる。極超巨星は、超巨星のように進化し、膨張し、質量と明るさが増した星であるが、質量と明るさが最も極端で、極度の光度と不安定性のために質量損失が大きいという特別な特性も併せ持つ。一般に、質量損失が大きく、光度がいくらか増加した後に不安定性が増すため、より進化した超巨星のみが極超巨星の特性を示す。

B[e]星の中には超巨星もありますが、明らかにそうではないものもあります。研究者の中には、B[e]天体を超巨星とは別のものと区別する人もいますが、研究者は、大質量に進化したB[e]星を超巨星のサブグループとして定義することを好む傾向があります。後者は、B[e]現象が、明らかに超巨星の生涯の一段階に過ぎないいくつかの異なるタイプの星で別々に発生するという理解から、より一般的になっています。

超巨星は、質量が太陽の8～12倍（M _☉）以上、光度が太陽の約1,000倍から100万倍以上（L _{☉ ）である。}半径は大きく異なり、通常は太陽半径の30～500倍、ときには1,000倍を超えることもある（R _☉）。超巨星は質量が大きいため、核が縮退する前にヘリウム核が穏やかに燃え始め、閃光や低質量の恒星のような激しいドレッジアップは起こらない。その後、通常は鉄に至るまで、より重い元素を次々に点火していく。また、質量が大きいため、超新星として爆発する運命にある。

シュテファン・ボルツマンの法則によれば、赤色超巨星の比較的冷たい表面は、青色超巨星よりも単位面積あたりのエネルギー放射がはるかに少ないため、一定の明るさであれば、赤色超巨星は青色超巨星よりも大きい。放射圧により、最も大きな冷たい超巨星は約1,500 R _☉、最も重い高温超巨星は約100万L _☉（M _{bol は}約-10）に制限される。^[9]これらの限界に近い、または時折それを超える恒星は不安定になり、脈動し、急速な質量損失を経験する。

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るが、そのような星は微小乱流などの他の特性の影響も受ける。超巨星の表面重力は通常、約 log(g) 2.0 cgs 以下であるが、明るい巨星（光度クラス II）は、通常の Ib 型超巨星と統計的に非常に類似した表面重力を持つ。^[20] 冷たく明るい超巨星の表面重力はより低く、最も明るい（そして不安定な）星では log(g) はほぼゼロである。^[9] より高温の超巨星は、最も明るいものであっても、質量が大きく半径が小さいため、表面重力は約 1 である。^[21]

超巨星は、すべての主要なスペクトルクラスに存在し、約3,400 Kの中M型星から40,000 Kを超える最も高温のO型星まで、あらゆる温度範囲にわたって存在します。超巨星は、通常、中M型よりも低温では見つかりません。これは、破滅的に不安定になるため理論的に予想されることですが、いて座VX星などの極端な星の中には、潜在的な例外があります。^[9]

超巨星はO型からM型まですべての型に存在するが、大多数はスペクトル型B（青色超巨星）であり、他のすべてのスペクトル型を合わせた数よりも多い。はるかに小さなグループは、非常に低光度のG型超巨星、漸近巨星枝に達する前に中心核でヘリウムを燃焼する中間質量の星で構成される。明確なグループは、B型初期（B0-2）とO型後期（O9.5）の高光度超巨星で構成されており、これらのスペクトル型の主系列星よりも一般的である。^[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も多く、「青色超巨星問題」につながる。^[23]

青色、黄色、赤色の超巨星の相対数は恒星の進化の速度を示す指標であり、大質量星の進化モデルの強力なテスト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水平の帯状に位置していますが、スペクトルの種類によって多少のばらつきがあります。これらのばらつきは、スペクトルの種類によって光度クラスを割り当てる方法が異なることと、恒星の実際の物理的差異に起因しています。

星の放射輝度は、すべての波長における電磁放射の総出力を反映します。非常に高温の星や非常に低温の星の場合、放射輝度は可視輝度よりも大幅に高くなり、場合によっては数等級または 5 倍以上になります。この放射補正は、中期 B 型、後期 K 型、初期 M 型星では約 1 等級ですが、O 型および中期 M 型星では 3 等級 (15 倍) に増加します。

すべての超巨星は、同じ温度の主系列星よりも大きく、より明るい。つまり、高温の超巨星は、明るい主系列星の上方の比較的狭い帯域に位置する。B0主系列星の絶対等級は約-5であり、すべてのB0超巨星は絶対等級-5よりもかなり明るい。最も暗い青色超巨星の放射輝度でさえ、太陽の数万倍（L _{☉ ）である。最も明るいものは100万}L _☉を超えることもあり 、 αはくちょう座変光星や明るい青色変光星のように不安定であることが多い。

初期のOスペクトル型を持つ最も高温の超巨星は、非常に明るい初期のO主系列星と巨星よりも非常に狭い範囲の光度で発生します。これらは通常の（Ib）超巨星と明るい（Ia）超巨星に別々に分類されませんが、一般的に窒素とヘリウムの放射を表す「f」（例：HD 93129Aの場合はO2 If ）などの他のスペクトル型修飾子を持ちます。^[25]

黄色超巨星は絶対等級 -5 よりもかなり暗く、-2 程度のものもある (例: 14 Persei )。放射補正がゼロ付近であれば、太陽の光度の数百倍にしかならないこともある。ただし、これらは大質量星ではなく、セフェイド脈動などの不安定性により、特に表面重力が低い中質量星である。これらの中質量星が進化の比較的長期にわたる段階で超巨星に分類されることが、低光度の黄色超巨星の数が多い理由である。最も明るい黄色の星である黄色極超巨星は、視覚的に最も明るい星の部類に入り、絶対等級は約 -9 であるが、それでも 100 万L _☉には満たない 。

赤色超巨星の光度には約50万 L _☉という強い上限がある。これより明るい恒星は外層が急速に剥がれ落ちるため、主系列を離れた後も高温超巨星のままである。赤色超巨星の大部分は10-15  M _{☉ の}主系列星であり、現在では光度が100,000  L _☉未満であり、明るい超巨星 (Ia) M クラス星は非常に少ない。^{[22]赤色超巨星として分類される最も明るい星は、最も明るい AGB 星とポスト AGB 星の一部であり、} RV タウリ変光星などの非常に膨張した不安定な低質量星である。AGB 星の大部分は巨星または明るい巨星の光度クラスが与えられているが、特に不安定な星、例えばW 乙女座変光星は超巨星分類が与えられることがある (例えばW 乙女座自体)。最も暗い赤色超巨星は絶対等級が約 -3 である。

はくちょう座α星変光星、半規則変光星、不規則変光星などのほとんどの超巨星はある程度の光度変動を示すが、超巨星の中でも特定のタイプの変光星は明確に定義されている。不安定帯は超巨星の領域を横切っており、具体的には多くの黄色超巨星は古典的セフェイド変光星である。同じ不安定領域は、さらに明るい黄色極超巨星を含むように広がっており、これは極めてまれで短命なクラスの明るい超巨星である。すべてではないが、多くのかんむり座R星変光星は黄色超巨星であるが、この変動は物理的不安定性ではなく、その異常な化学組成によるものである。

RV タウリ変光星やPV 望遠鏡変光星などの他のタイプの変光星は、しばしば超巨星として説明される。RV タウ星は、表面重力が低いため、超巨星の光度クラスのスペクトル型に割り当てられることが多く、太陽と同程度の質量を持ち、AGB 星とポスト AGB 星の中で最も明るい。同様に、さらにまれな PV 望遠鏡変光星は、しばしば超巨星に分類されるが、超巨星よりも光度が低く、水素が極端に不足している特異な B[e] スペクトルを持つ。おそらく、これらもポスト AGB 天体または「生まれ変わった」AGB 星である可能性がある。

LBV は変動性があり、複数の半規則的な周期があり、予測しにくい爆発や巨大爆発を起こします。これらは通常、超巨星または極超巨星で、ウォルフ・ライエ スペクトルを持つこともあります。これらは非常に明るく、質量が大きく、外層が拡大した進化した星ですが、非常に特徴的で珍しいため、超巨星と呼ばれたり、超巨星のスペクトル型が与えられたりすることなく、別のカテゴリとして扱われることがよくあります。これらの星のスペクトル型は、特異で非常に変動性が高いスペクトル特性を持ち、爆発時の温度が約 8,000 K から「静止」時の 20,000 K 以上まで変化するため、多くの場合、単に「LBV」として与えられます。

超巨星の表面におけるさまざまな元素の存在量は、明るさの低い恒星とは異なります。超巨星は進化した恒星であり、核融合生成物が表面まで対流している可能性があります。

低温超巨星は、非常に質量の大きい恒星の主系列中にこれらの核融合生成物が表面へ対流し、殻燃焼中にドレッジアップが発生し、恒星の外層が失われるため、表面のヘリウムと窒素が増加します。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する水素と窒素の核融合によってコアと殻に形成されます。同時に、炭素と酸素の存在量は減少します。^{[26]赤色超巨星は、表面の異常な化学物質、深部の第3ドレッジアップからの炭素の増加、炭素13、リチウム、} s過程元素によって、明るいがより質量の小さいAGB星と区別できます。後期AGB星は酸素が非常に豊富になり、OHメーザーを生成します。^[27]

高温の超巨星は窒素の濃縮レベルが異なります。これは、自転による主系列の混合レベルの違い、または一部の青色超巨星が主系列から新たに進化し、他の青色超巨星が以前に赤色超巨星段階を経たことによる可能性があります。赤色超巨星以降の星は、CNO処理された物質が表面へ対流し、外層が完全に失われるため、炭素に比べて窒素レベルが一般的に高くなります。赤色超巨星以降の星ではヘリウムの表面増強も強く、大気の3分の1以上を占めています。^{[28] [29]}

O型主系列星とB型青白色星の中で最も質量が大きいものは超巨星になる。その質量が極めて大きいため、寿命は3000万年から数十万年と短い。^{[30]これらは主に}散開星団、渦巻銀河の腕、不規則銀河などの若い銀河構造で観測される。渦巻銀河バルジではそれほど多くなく、主に古い星で構成される 楕円銀河や球状星団ではほとんど観測されない。

超巨星は、大質量の主系列星が中心核の水素を使い果たしたときに発達し、その時点で低質量星と同じように膨張し始める。しかし、低質量星とは異なり、水素を使い果たしてから間もなく、中心核でスムーズにヘリウムの核融合反応を開始する。つまり、低質量星ほど劇的に明るさが増加することはなく、HR 図上でほぼ水平に進んで赤色超巨星になる。また、低質量星とは異なり、赤色超巨星はヘリウムより重い元素を核融合できるほど重いため、水素とヘリウムの殻が一定期間燃焼した後、惑星状星雲として大気を吹き出すことはない。その代わり、中心核でより重い元素を燃焼し続け、ついには崩壊する。白色矮星になるほどの質量を失うことはできないため、通常は中心核崩壊型超新星爆発の後に、中性子星またはブラックホールの残骸を残すことになる。

約 40 M _☉より重い恒星は、 赤色超巨星に膨張することができない。これらの恒星は、燃焼が速く、外層を失うのが早いため、青色超巨星、あるいは黄色極超巨星の段階に達し、その後、より高温の恒星に戻る。約 100  M _☉を超える最も重い恒星は、O 型主系列星の位置からほとんど動かない。これらの恒星は非常に効率的に対流するため、表面から中心核まで水素を混合する。恒星全体で水素がほぼ完全に枯渇するまで水素の融合を続け、その後、同様に高温で明るい恒星の一連の段階、すなわち超巨星、スラッシュ星、WNh 型、WN 型、およびおそらく WC 型または WO 型の星を経て急速に進化する。これらの恒星は超新星として爆発すると予想されているが、それが起こる前にどこまで進化するかは明らかではない。中心核で水素を燃焼し続けているこれらの超巨星の存在は、超巨星のもう少し複雑な定義を必要とするかもしれない。つまり、核融合生成物の蓄積により大きさと明るさが増加した大質量星だが、まだいくらかの水素が残っている星である。^[31]

宇宙で最初に誕生した星々は、現代の宇宙の星々よりもかなり明るく、質量も大きかったと考えられています。理論上の星の種族 IIIの一部であるこれらの星々の存在は、クエーサーにおける水素とヘリウム以外の元素の観測を説明するために不可欠です。今日知られているどの超巨星よりも大きく、より明るい可能性があり、構造はかなり異なり、対流が少なく、質量損失も少なかった。これらの星々の非常に短い寿命は、激しい光分解または対不安定性超新星で終わったと考えられます。

II型超新星の起源のほとんどは赤色超巨星であると考えられているが、それほど一般的ではないIb/c型超新星は、水素大気を完全に失ったより高温のウォルフ・ライエ星によって生成される。^[32]ほぼ定義上、超巨星は暴力的にその生涯を終える運命にある。ヘリウムよりも重い元素の融合を始めるほどの大きさの星は、壊滅的な中心核の崩壊を避けるのに十分な質量を失う方法がないように思われるが、いくつかはほぼ跡形もなく中心のブラックホールに崩壊する可能性がある。

しかし、赤色超巨星が必然的に鉄の核に成長し、その後爆発するという単純な「タマネギ」モデルは、あまりにも単純すぎることが示されています。珍しいタイプ II超新星 1987Aの起源は青色超巨星であり、^[33]すでに赤色超巨星の段階を通過したと考えられており、これは例外的な状況とはほど遠いことが現在ではわかっています。現在、多くの研究は、青色超巨星が超新星として爆発する方法と、赤色超巨星が生き残って再びより高温の超巨星になる時期に焦点を当てています。^[34]

超巨星は稀で寿命も短いが、その高輝度のため、空で最も明るい恒星を含め、肉眼で見える例が数多くある。オリオン座で最も明るい星リゲルは、典型的な青白色超巨星である。オリオン座のベルトの3つの星はすべて青色超巨星である。デネブは、もう1つの青色超巨星である白鳥座で最も明るい星である。そして、デルタ・ケフェイ（それ自体が原型）と北極星は、ケフェイド変光星で黄色超巨星である。アンタレスとケフェイVV座Aは赤色超巨星である。ケフェイμ星はその高輝度から赤色超巨星と考えられており、肉眼で見える最も赤い恒星の1つであり、銀河系で最も大きい恒星の1つである。変光星で黄色超巨星であるカシオペヤ座ロー星は、肉眼で最も明るい恒星の1つである。ベテルギウスは赤色超巨星であり、古代には黄色超巨星であった可能性があり^{[35] 、}オリオン座で2番目に明るい星です。

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• テンペスティ、ピエロ編（1979年）。天文学百科事典。クルシオ。
• http://alobel.freeshell.org/rcas.html
• http://www.solstation.com/x-objects/rho-cas.htm