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 )

巨星は、同じ表面温度の主系列（または矮星）星よりも半径と光度がかなり大きい。^[1]巨星は、ヘルツシュプルング・ラッセル図上で主系列（ヤーキスのスペクトル分類における光度クラスV）より上にあり、光度クラスIIとIIIに対応する。^[2]巨星と矮星という用語は、温度やスペクトル型（つまり K 型と M 型）が似ているにもかかわらず、光度がまったく異なる星を指すために、1905 年^[3]または 1906 年にアイナー・ヘルツシュプルングによって造られた。^[4]

巨星は、半径が太陽の数百倍、明るさが太陽の10倍から数千倍にもなります。巨星よりもさらに明るい星は、超巨星や極超巨​​星と呼ばれます。

高温で明るい主系列星は巨星とも呼ばれるが、大きさや明るさに関係なく、主系列星はすべて矮星と呼ばれる。^[5]

恒星の中心部で核融合に利用可能な水素がすべて枯渇すると、恒星は巨星となり、その結果、主系列を離れます。^[2]主系列以降の恒星 の挙動は、その質量に大きく依存します。

質量が太陽質量の約0.25倍（M _☉ ）を超える恒星の場合、核の水素が枯渇すると、核は収縮して加熱し、核の周りの殻の中で水素が融合し始める。殻の外側の星の部分は膨張して冷却されるが、明るさはわずかに増加するだけで、恒星は準巨星になる。不活性なヘリウム核は殻からヘリウムを吸収するにつれて成長し、温度が上昇し続けるが、約10-12  M _☉までの恒星ではヘリウムの燃焼を始めるほど熱くならない（より質量の大きい星は超巨星であり、異なる進化を遂げる）。代わりに、わずか数百万年後には核はシェーンベルク・チャンドラセカール限界に達し、急速に収縮して縮退する可能性がある。これにより外層がさらに膨張し、強い対流層が生成され、第1ドレッジアップと呼ばれるプロセスで重元素が表面に出てくる。この強い対流により、表面へのエネルギー輸送も増加し、明るさが劇的に増加し、恒星は赤色巨星分枝に移行し、そこで一生のかなりの部分（太陽のような恒星の場合は約10％）にわたって殻の中で水素を安定して燃焼します。中心核は質量が増加し、収縮し、温度が上昇し続けますが、外層ではいくらかの質量損失があります。^{[6] 、§5.9。}

もし主系列にあるときの恒星の質量がおよそ0.4  M _{☉未満であった場合、}ヘリウムの核融合に必要な中心温度には決して達しないだろう。^{[7] 、p. 169。} したがって、水素がなくなるまで水素核融合赤色巨星のままであり、水素がなくなるとヘリウム白色矮星になる。^{[6] 、§ 4.1、6.1。}恒星進化論によれば、これほど低質量の恒星は、宇宙の年齢の中でその段階まで進化することはあり得ない。

約0.4 M _☉以上の恒星では、 中心核の温度は最終的に10 ^{8 Kに達し、ヘリウムは}トリプルアルファ過程によって中心核の炭素と酸素に融合し始める。^{[6] 、§ 5.9、第6章。} 中心核が縮退すると、ヘリウムの融合が爆発的に始まるが、エネルギーのほとんどは縮退を解除するために費やされ、中心核は対流状態になる。ヘリウムの融合によって発生したエネルギーは、周囲の水素燃焼殻の圧力を低下させ、エネルギー生成率を低下させる。恒星全体の明るさは低下し、外殻は再び収縮し、恒星は赤色巨星枝から水平枝へと移動する。^{[6] [8] 、第6章。}

中心核のヘリウムが枯渇すると、質量が約 8 M _☉までの恒星では 炭素酸素中心核が縮退し、殻の中でヘリウムの燃焼が始まります。以前のヘリウム中心核の収縮と同様に、これによって外層で対流が始まり、2 回目のドレッジアップが引き起こされ、サイズと光度が劇的に増加します。これが漸近巨星分枝(AGB) で、赤色巨星分枝に似ていますが、より明るく、水素燃焼殻がエネルギーの大部分を供給します。恒星は AGB 上に約 100 万年しかとどまらず、燃料を使い果たして惑星状星雲段階を経て炭素酸素白色矮星になるまで、次第に不安定になります。^{[6] 、§ 7.1–7.4。}

質量が約 12 M _☉を超える主系列星は すでに非常に明るく、主系列を離れると HR 図を水平方向に移動して一時的に青色巨星になり、その後青色超巨星へと拡大します。中心核が縮退する前に中心核ヘリウムの燃焼を開始し、明るさが大幅に増加することなくスムーズに赤色超巨星へと成長します。この段階では、質量がはるかに大きいにもかかわらず、明るい AGB 星に匹敵する明るさを持っていますが、より重い元素を燃焼するにつれて明るさがさらに増加し​​、最終的には超新星になります。

8〜12  M☉_の範囲の星は、やや中間的な特性を持ち、スーパーAGB星と呼ばれています。^[9]これらの星は、RGB、HB、AGBの各段階を通じて、より軽い星の軌跡をたどりますが、中心核の炭素燃焼やネオン燃焼を開始できるほど質量が大きいです。酸素、マグネシウム、ネオンの中心核を形成し、電子捕獲型超新星として崩壊するか、酸素、ネオンの白色矮星を残す可能性があります。

O 型主系列星は、すでに非常に明るい。このような星の巨星段階は、超巨星スペクトル光度クラスに発達する前の、サイズと光度がわずかに増加する短い段階である。O 型巨星は、太陽の 10 万倍以上の明るさになる場合があり、多くの超巨星よりも明るい。光度クラス間の差は小さく、中間形態が連続的に存在するため、分類は複雑で難しい。最も質量の大きい星は、重元素が表面に混ざり、光度が高いために強力な恒星風が発生し、恒星の大気が膨張するため、中心核で水素を燃焼しながら、巨星または超巨星スペクトル特性を発達させる。

初期質量が約0.25M☉未満の星は、 _巨星にはなりません。そのような星は、その寿命のほとんどの間、対流によって内部が完全に混合されているため、1000時間を超える時間にわたって水素の核融合を続けることができます。10 ¹²年で、現在の宇宙の年齢よりもはるかに長い。この間、恒星は着実に熱く明るくなっていく。最終的に放射核が形成され、核の水素が枯渇し、核を囲む殻の中で水素が燃焼する。（質量が 0.16  M _{☉を超える恒星はこの時点で膨張するかもしれないが、非常に大きくなることはない。）その後まもなく、恒星の水素供給が完全に枯渇し、}ヘリウム 白色矮星になると予想されているが、^[10]そのような恒星が存在するにはまだ宇宙が若すぎるため、そのような歴史を持つ恒星はこれまで観測されていない。

巨星クラスの恒星にはさまざまな種類があり、より小さな恒星のグループを識別するためにいくつかの細分化が一般的に使用されています。

準巨星は、巨星とはまったく異なる分光学的光度クラス (IV) ですが、多くの特徴を巨星と共有しています。準巨星の中には、化学的変異や年齢により単に主系列星よりも明るすぎるものもありますが、真の巨星へと進化する明確な軌跡をたどるものもあります。

例:

• ガンマ・ジェミノルム（γジェミノルム）、A型亜巨人。
• η Bootis (η Boo)、G 型亜巨人。
• さそり座デルタ(δ Sco)、B 型亜巨人。

明るい巨星は、ヤーキスのスペクトル分類における光度クラスIIの星です。スペクトルの出現に基づいて、これらは通常の巨星と超巨星の境界にまたがる星です。 ^[11]明るい巨星の光度クラスは1943年に初めて定義されました。^[12]

明るい巨星として分類されるよく知られた星には以下のものがあります。

• カノープス
• アルビレオ
• イプシロン星（おおいぬ座）
• さそり座θ星
• ベータドラコニス
• アルファ・ヘラクレス
• おおいぬ座ガンマ星

どの巨星の光度クラスでも、スペクトルクラスが K、M、S、C のより冷たい恒星 (および場合によっては一部の G 型恒星^[13] ) は赤色巨星と呼ばれます。赤色巨星には、主赤色巨星枝(RGB)、赤色水平枝または赤色塊、漸近巨星枝(AGB) など、その生涯のさまざまな進化段階にある恒星が含まれます。ただし、AGB 恒星は、超巨星として分類されるほど大きくて明るい場合が多く、AGB 直後の恒星などの他の大きくて冷たい恒星が含まれることもあります。RGB 恒星は、中程度の質量、比較的長く安定した寿命、および明るさのため、これまでのところ最も一般的なタイプの巨星です。ほとんどの HR 図では、主系列の後に最も目立つ恒星のグループですが、白色矮星の数はより多くありますが、明るさははるかに低いです。

例:

• K型巨星、ポルックス。
• G型赤色巨星、へびつかい座イプシロン星。 ^[13]
• K 型巨星、アークトゥルス(α Boötis)。
• M型巨星、Rドラダス。
• ミラ(ο Ceti) は、M 型巨星であり、ミラ変光星の原型です。
• K型巨星アルデバラン

中間温度の巨星 (スペクトルクラス G、F、および少なくとも一部の A) は黄色巨星と呼ばれます。黄色巨星の数は赤色巨星よりもはるかに少ないですが、その理由の 1 つは、黄色巨星がやや質量が大きい星からのみ形成されることと、その段階で過ごす時間が短いことです。ただし、黄色巨星にはいくつかの重要な変光星のクラスが含まれます。高光度の黄色星は一般に不安定で、 HR 図の不安定帯につながり、ほとんどの星が脈動変光星になります。不安定帯は主系列から極超巨星の光度まで達しますが、巨星の光度では脈動変光星のクラスがいくつか存在します。

• RR こと座変光星、周期が 1 日未満、振幅が 100 等級未満の脈動水平枝 A クラス (場合によっては F クラス) 恒星。
• W おとめ座変光星、周期が 10 ～ 20 日の、II 型セファイド変光星としても知られる、より明るい脈動変光星。
• I 型セフェイド変光星は、さらに明るく、ほとんどが超巨星で、周期がさらに長くなります。
• たて座デルタ変光星には、準巨星と主系列星が含まれます。

黄色巨星は、赤色巨星枝に向かって初めて進化している中質量の星である場合もあれば、水平枝上でより進化した星である場合もあります。赤色巨星枝に向かって初めて進化するのは非常に急速ですが、星は水平枝上でより長い時間を過ごします。より重い元素が多く質量が低い水平枝の星は、より不安定です。

例:

• シグマ・オクタンティス（σ Octantis）は、F 型巨星であり、たて座デルタ星の変光星である。
• カペラAa（ぎょしゃ座α星Aa） G型巨人。
• G 型の明るい巨星、ベータ コルヴィ(β Corvi)。

スペクトル型 O、B、および時には早期 A に属する最も高温の巨星は青色巨星と呼ばれます。A 型および後期 B 型の星は白色巨星と呼ばれることもあります。^{[なぜ? ]}

青色巨星は、主系列を離れたばかりの高質量、高光度の星から、低質量、水平分枝星まで、非常に多様なグループです。高質量の星は主系列を離れて青色巨星になり、次に明るい青色巨星、次に青色超巨星になり、その後赤色超巨星に拡大しますが、最高質量では巨星段階が非常に短く狭いため、青色超巨星と区別がほとんどできません。

低質量で中心核のヘリウムを燃焼する恒星は、赤色巨星から水平枝に沿って進化し、その後再び漸近巨星枝に戻り、質量と金属量に応じて青色巨星になることがあります。後期熱パルスを経験する一部のポストAGB星は、特異な^{[説明が必要]}青色巨星になる可能性があると考えられています。

例:

• メイッサ（λオリオニスA）、O型巨人。
• アルシオネ（ηタウリ）は、プレアデス星団の中で最も明るいB型巨星である。
• トゥバン（αドラコニス） A型巨人。

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