黄色極超巨星

黄色極超巨星( YHG ) は、広がった大気を持つ大質量の恒星で、スペクトル型はA から K であり、初期の質量は太陽質量の約 20 ～ 60 倍であったが、その半分ほどの質量を失っている。絶対等級( M _V ) は約 -9 で、肉眼で見ると最も明るい恒星の 1 つであるが、最も希少な恒星の 1 つでもあり、天の川銀河全体ではわずか 20 個、そのうち 6 個は単一の星団に知られている。O 型および B 型の恒星と比較して冷極超巨星と呼ばれることもあれば、赤色超巨星と比較して温極超巨星と呼ばれることもある。

「極超巨星」という用語は 1929 年にはすでに使用されていましたが、現在極超巨星として知られている星には使用されていませんでした。^[1] 極超巨星は '0'光度クラスで定義され、Ia クラスの最も明るい超巨星よりも光度が高いですが、^[2] 1970 年代後半まで極超巨星とは呼ばれていませんでした。^[3] 極超巨星の別の基準は、1979 年に他の非常に明るい質量を失う高温の星にも提案されましたが、^[4] より低温の星には適用されませんでした。1991 年、カシオペヤ座ロー星が初めて黄色極超巨星として説明され、^{[5] 1992 年の}太陽物理学と天体物理学の干渉解像度ワークショップでの議論中に、明るい星の新しいクラスとしてグループ化された可能性があります。 ^[6]

極超巨星という用語の定義は曖昧なままで、光度クラス 0 は極超巨星用であるが、代替の光度クラス Ia-0 および Ia ⁺で指定されるのが一般的である。^{[7]それらの大きな恒星の光度は、高温の恒星の Hβ 線幅や低温の恒星の強い}バルマー不連続 など、表面重力に敏感なさまざまなスペクトル特性から決定される。表面重力が低いほど、恒星が大きく、したがって光度が高くなることが多い。^[8] 低温の恒星では、777.4 nm の OI などの観測された酸素線の強度を使用して、恒星の光度を直接較正することができる。^[9]

黄色超巨星を決定的に特定するために使用される天体物理学的方法の1つは、いわゆるキーナン・スモリンスキー基準である。この基準では、すべての吸収線が、明るい超巨星に予想されるものを超えて大きく広がっており、また、著しい質量損失の強い証拠も示しているはずである。さらに、少なくとも1つの広がったHα成分も存在しているはずである。また、非常に複雑なHαプロファイルを示すこともあり、典型的には強い輝線と吸収線が組み合わさっている。^[10]

黄色極超巨星の用語は、文脈に応じて冷極超巨星または温極超巨星と呼ばれるため、さらに複雑になっています。冷極超巨星とは、青色極超巨星やLBVよりも低温で、十分に明るく不安定なすべての星を指し、黄色極超巨星と赤色極超巨星の両方が含まれます。^[11] 温極超巨星という用語は、LBVではないM31とM33の非常に明るいAクラスとFクラスの星に対して使用されてきました。 ^[12]また、より一般的には黄色極超巨星に対しても使用されています。^[13]

黄色極超巨星は、ヘルツシュプルング・ラッセル図の不安定帯より上の領域を占めている。この領域には比較的少数の恒星しか存在せず、それらの恒星も一般に不安定である。スペクトル範囲と温度範囲は、それぞれおよそ A0～K2 と 4,000～8,000 K (3,730～7,730 °C、6,740～13,940 °F) である。この領域は高温側で黄色進化ボイドによって境界が定められており、この明るさの恒星はここで極めて不安定になり、著しい質量損失を経験する。「黄色進化ボイド」は黄色極超巨星と明るい青色変光星を区別するが、最も高温の黄色極超巨星と最も低温の明るい青色変光星は、8,000 K 付近でほぼ同じ温度になることがある。温度下限では、黄色極超巨星と赤色超巨星は明確に区別されない。RWケフェイ（およそ4,000 K（3,730 °C; 6,740 °F）、295,000  L _☉）は、黄色超巨星と赤色超巨星の両方の特徴を共有する恒星の例です。^{[14] [15]}

黄色極超巨星の光度範囲は、200,000  L _☉以上（例えば、カリーナ座V382は212,000  L _☉）とハンフリー・デイビッドソン限界の約600,000  L _☉以下のかなり狭い範囲です。出力が可視範囲の中央でピークに達するため、これらは絶対等級が約-9または-9.5で、視覚的に最も明るい恒星として知られています。^[5]

これらは大きく、やや不安定で、表面重力が非常に低い。黄色超巨星の表面重力（log g）は約2未満であるのに対し、黄色極超巨星のlog gはほぼゼロである。さらに、これらは不規則に脈動し、温度と明るさに小さな変化をもたらす。これにより質量損失率が非常に高くなり、恒星の周囲に星雲がよく見られる。^[16]時折、より大きな爆発が起こり、一時的に恒星が隠れることがある。^[17]

黄色超巨星は、大質量星が主系列から離れて進化した後に形成される。観測された黄色超巨星のほとんどは赤色超巨星段階を経て、より高温の方向へ進化しているが、主系列から赤色超巨星への最初の短い遷移中のものもいくつか見られる。初期質量が 20  M _{☉未満の超巨星は赤色超巨星のまま超新星として爆発するが、約 60} M _☉を超える質量の星は 青色超巨星の温度より低温になることはない。正確な質量範囲は金属量と自転によって決まる。 ^[18] 初めて冷却する黄色超巨星は 60  M _☉以上の大質量星である可能性があるが^[15]、赤色超巨星以降の星は初期質量の約半分を失っている。^[19]

化学的には、ほとんどの黄色極超巨星は窒素、そしてナトリウムやその他の重元素の強い表面増加を示します。主系列後の恒星に予想されるように、炭素と酸素は減少し、ヘリウムが増加します。

黄色超巨星は明らかに主系列から進化しており、そのため中心核の水素が枯渇している。黄色超巨星の大部分は青色に進化している後期赤色超巨星であると仮定されているが、 ^[14]より安定しており明るさの低い黄色超巨星は初めて赤色超巨星に進化している可能性が高い。最も明るい黄色超巨星であるHD 33579が現在青色超巨星から赤色超巨星に拡大していることを示す強力な化学的証拠と表面重力の証拠がある。^[15]

これらの星は、非常に質量が大きく、最初は高温で、太陽の15倍以上の質量を持つO型主系列星であるだけでなく、不安定な黄色ボイド期を数千年しか過ごしていないため、二重に希少である。実際、同等の明るさの赤色超巨星と比較して、観測された黄色超巨星の数が少なかったことさえ、単純な恒星進化モデルから説明するのは困難である。最も明るい赤色超巨星は、複数の「ブルーループ」を実行して大気の多くを放出するが、実際には青色超巨星段階に達することはなく、それぞれが最大で数十年しかかからない。逆に、一部の黄色超巨星は、「失われた」LBVのように、冷たい擬似光球に覆われたより高温の星である可能性がある。^[14]

青色超巨星の超新星の 親星が最近発見されたことで、恒星が黄色極超巨星の段階から直接爆発する可能性があるかどうかという疑問も浮上した。 ^{[20]黄色超巨星の親星の可能性があるものは数個発見されているが、それらはすべて比較的質量と光度が低く、極超巨星ではないようだ。 [21] [22]} SN 2013cuは、親星が直接かつ明瞭に観測されたIIb型超新星である。これは、ヘリウムと窒素に富む物質の極端な質量損失を示す、約8,000 K（7,730 °C、13,940 °F）で進化した恒星であった。光度は不明であるが、これらの特性を持つのは、爆発中の黄色極超巨星または明るい青色変光星のみである。^[23]

現代のモデルでは、ある範囲の質量と自転速度を持つ恒星は、再び青色超巨星になることなく超新星として爆発する可能性があるが、多くの恒星は最終的に黄色ボイドを通り抜け、低質量低光度の明るい青色変光星となり、その後はウォルフ・ライエ星になる可能性があると示唆されている。 ^[24] 具体的には、より質量の大きい恒星や、自転や高金属量による質量損失率が高い恒星は、黄色極超巨星段階を過ぎて、中心核の崩壊に達する前により高温に進化する。^[25]

現在の恒星の物理モデルによれば、黄色極超巨星は放射層に囲まれた対流核を持つはずであるが、これは太陽サイズの恒星が放射層に囲まれた対流核を持つのとは対照的である。^[26] 極度の光度と内部構造のため、^[27]黄色極超巨星は質量損失率が高く^[28]、一般的に放出された物質の外殻に囲まれている。その結果生じる星雲の例としては、目玉焼きとして知られるIRAS 17163-3907があり、わずか数百年の間に太陽の質量数個分の物質を放出している。 ^[29]

最も明るい赤色超巨星が青く進化するにつれて、黄色極超巨星は進化の予想される段階ですが、異なる種類の恒星を表している可能性もあります。 LBV は、噴火中に非常に密度の高い風を発するため、下にある青色超巨星がほとんど変化していないにもかかわらず、より大きく冷たい恒星のように見える擬似光球を形成します。 これらは、約 8,000 K (7,730 °C、13,940 °F) の非常に狭い温度範囲を持つことが観測されています。 約 21,000 K (20,700 °C、37,300 °F) で発生する双安定性ジャンプで、青色超巨星の風は数倍密度が高くなり、さらに冷たい擬似光球になる可能性があります。双安定性ジャンプがSドラダス不安定帯（セフェイド不安定帯と混同しないように）を横切る光度のすぐ下ではLBVは観測されないが、それらは存在し、擬似光球のために黄色極超巨星として現れると理論づけられている。^[30]

• カシオペヤ座ロー座
• V509 カシオペヤ座
• オミクロン1ケンタウリ^[31]
• R・パピス^[32]
• IRC+10420 (V1302 Aql)
• IRAS 18357-0604
• V766ケンタウリ（＝HR 5171A）^[33]
• 179821 高解像度
• IRAS 17163-3907
• V382 カリーナ
• RSGC1-F15 ^[34]
• V810ケンタウリ^[35]
• VdBH 222#371 ^[36]
• グリンプス20-1 ^{[37] [38]}
• 2MASS J17444840-2902163 ^[39]
• RWセフェイ^[40]
• スティーブンソン 2 DFK 49 ^[41]

• HD 7583（SMCのR45）^[10]
• HD 33579 (LMC 内)
• HV 2450（LMCでは赤色超巨星の可能性あり^[42]）^[43]
• HD 269723（LMCのR117）^[10]
• HD 269953（LMCのR150）^[10]
• HD 268757（LMCのR59）^[10]
• SP77 31-16（LMC内）^[43]
• 変種A（M33）
• モスラ（星）（LS1）^[44]
• B324（M33）^{[44] [45]}

• LGGS J013358.05+304539.9 ( M33内) ^[45]
• LGGS J013351.84+303827.4 ( M33内) ^[45]
• LGGS J013345.15+303620.1 ( M33内) ^[45]
• LGGS J013415.42+302816.4 ( M33内) ^[45]
• SP77 48-6（LMC内）^[43]
• HD 271182（LMC内）^[46]
• HD 271192（LMC内）^[46]
• HD 270086（LMC内）^[46]
• WOH G64（LMC内）^[47]
• 10182-pr-1（NGC 2403内）^[48]
• ZH 553（NGC 2403内）^[48]
• ZH 912（NGC 2403内）^[48]
• ZH 884（NGC 2403内）^[48]
• 10584-11-1（メシエ81）^[48]
• 10584-8-1（メシエ81）^[48]
• 10584-8-2（メシエ81）^[48]
• ZH 244（メシエ81）^[48]
• ZH 224（メシエ81）^[48]
• 10584-13-2（メシエ81）^[48]
• ZH 1143（メシエ81）^[48]
• ZH 1406（メシエ81）^[48]
• 10584-25-2（メシエ81）^[48]
• 10584-13-3（メシエ81）^[48]