黄色超巨星

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 )

黄色超巨星( YSG ) は、一般にスペクトル型F または G で、超巨星光度クラス (Ia または Ib など) を持つ恒星です。これらは主系列から進化して膨張し、より明るくなった恒星です。

黄色超巨星は赤色超巨星よりも高温で小型です。肉眼で見える例としては、北極星、うさぎ座α星、ペルセウス座α星、おおいぬ座δ星、さそり座イオタ¹などがあります。その多くは変光星で、δ星自体 のような脈動セフェイドがほとんどです。

黄色超巨星は一般にスペクトル型がF型とG型であるが、時には後期A型や前期K型の星も含まれる。^{[1] [2] [3]} これらのスペクトル型は、A型では非常に強い水素線が、F型とG型を経て弱まり、K型では非常に弱くなるか消失するという特徴がある。カルシウムのH線とK線は後期A型のスペクトルに存在するが、F型でより強く、G型で最も強くなり、その後、より低温の星で再び弱くなる。イオン化した金属の線はA型で強く、F型とG型でより弱く、より低温の星には存在しない。G型では、CH分子バンドとともに中性金属線も見られる。^[4]

超巨星は、イェルキスのスペクトル分類では、光度クラス Ia と Ib で識別され、Iab や Ia/ab などの中間のクラスが使用されることもあります。これらの光度クラスは、光度に敏感なスペクトル線を使用して割り当てられます。歴史的には、Ca H 線と K 線の強度、およびさまざまな金属線の強度が黄色の星に使用されてきました。^[5] 777.3 nm の三重項などの中性酸素線も、さまざまなスペクトルタイプにわたって光度に非常に敏感であるため、使用されてきました。^[6] 現代の大気モデルは、すべてのスペクトル線の強度とプロファイルを正確に一致させてスペクトル分類を行うか、星の物理的パラメータに直接進むことができますが、実際には、光度クラスは依然として標準星との比較によって割り当てられるのが一般的です。^[4]

黄色超巨星のスペクトル標準星の例: ^[7]

• F0 Ib: α レポリス
• F2 Ib: 89 ヘラクレス
• F5 Ib:ペルセウス座α星
• F8 Ia:おおいぬ座δ星
• G0 Ib:ペルセウス座μ星
• G2 Ib:みずがめ座α星
• G5 Ib: 9 ペガサス
• G8 Ib: ε ジェミノルム

黄色超巨星は、スペクトル型に応じて温度範囲が比較的狭く、約4,000 Kから7,000 Kです。 ^[9] 明るさは約1,000  L _☉以上で、最も明るい星は100,000  L _☉を超えます。明るさが高いということは、太陽よりもはるかに大きく、約30  R _☉から数百 R _☉に及ぶことを示しています。^[10]

黄色超巨星の質量は、太陽より小さいW Virginisのような星から20  M _☉以上（例：V810 Centauri）まで、非常に多様です。対応する表面重力（log(g) cgs）は、高質量超巨星では約1～2ですが、低質量超巨星では0まで低くなることがあります。^{[9] [11]}

黄色超巨星は珍しい星で、赤色超巨星や主系列星に比べてはるかに少ない。M31 （アンドロメダ銀河）には、約25,000個の可視光O型星からの進化に関連して16個の黄色超巨星が見られる。^[12]

多くの黄色超巨星は、 HR図の不安定帯と呼ばれる領域に位置している。これは、その温度と明るさが原因で動的に不安定になるためである。不安定帯で観測される黄色超巨星のほとんどは、δ Cepheiにちなんで名付けられたセフェイド変光星であり、その明るさに関連した明確な周期で脈動する。つまり、それらは変動周期のみを知っていれば星までの距離を決定するための標準光源として使用できる。周期が長いセフェイド変光星はより低温でより明るい。^[13]

セファイド変光星には、周期と光度の関係が異なる2つの異なるタイプが特定されています。古典セファイド変光星は、若い大質量のI型星です。II型セファイド変光星は、質量が小さい古いII型星で、おとめ座W型変光星、ヘルクレス座BL型変光星、おうし座RV型変光星が含まれます。古典セファイド変光星は、同じ周期のII型セファイド変光星よりも明るいです。^[14]

Rコロナ変光星は黄色超巨星であることが多いが、その変光はセファイド変光星とは異なるメカニズムによって生じる。不規則な間隔で、星の周りの塵の凝縮によって見えなくなり、明るさが劇的に低下する。^[15]

超巨星は、中心核の水素を使い果たした後、主系列から離れて進化した恒星です。黄色超巨星は、進化のさまざまな段階で HR 図の標準的な恒星のカテゴリにまたがる異質な恒星のグループです。

8～12 M☉より重い恒星は、 _中心核の高密度水素が枯渇するまで、数百万年を O 型および初期 B 型恒星として主系列で過ごす。その後、膨張して冷却し、超巨星になる。冷却中に数千年を黄色超巨星として過ごし、その後、典型的には 100 万～400 万年を赤色超巨星として過ごす。超巨星は恒星の 1% 未満を占めるが、宇宙の目に見える初期時代ではその割合は異なる。これらの恒星の希少性は、比較的短い段階と物質の集中によって説明される。^[16]

一部の赤色超巨星はブルーループを起こし、一時的に再加熱されて黄色超巨星や青色超巨星になり、その後再び冷却する。恒星モデルでは、ブルーループは特定の化学組成やその他の仮定に依存するが、赤色超巨星の質量が小さい恒星に最も起こりやすいとされている。黄色超巨星は、初めて冷却するとき、または十分に長いブルーループを実行するときに、不安定帯を横切り、周期が約10日かそれ以上の古典的セファイド変光星として脈動する。^{[17] [18]}

中質量星は、主系列から外れて亜巨星枝に沿って冷却し、赤色巨星枝に到達します。質量が約 2 M _☉を超える星は、 ヘリウム核が十分に大きいため、縮退する前に核融合が始まります。これらの星はブルーループを実行します。

質量が約 5 M _☉から 12  M _☉の場合 、青色ループはスペクトル型 F と G にまで広がり、光度は 1,000  L _☉に達する。これらの恒星は、特に脈動している場合は、超巨星の光度クラスを発達させる可能性がある。これらの恒星が不安定帯を横切ると、短周期セファイドとして脈動する。これらの恒星の青色ループは約 1,000 万年続くため、このタイプの黄色超巨星は、より明るいタイプよりも一般的である。^{[19] [20]}

太陽と同程度の質量を持つ恒星は、主系列を離れて赤色巨星分枝の先端まで上昇すると、ヘリウムの縮退核を形成し、そこでヘリウムを閃光のように点火します。その後、光度が低すぎて超巨星とみなされない 水平分枝でヘリウム核が融合します。

水平枝の青い半分を離れ、漸近巨星枝(AGB)に分類される星は、黄色の分類を通過し、ヘルクレス座 BL 型変光星として脈動する。このような黄色の星は、質量が低いにもかかわらず、光度脈動によって補助されて超巨星の光度クラスが与えられることがある。AGB では、星のヘリウム融合殻からの熱脈動により、不安定帯を横切る青いループが発生することがある。このような星は、おとめ座W 型変光星として脈動し、やはり比較的光度の低い黄色超巨星として分類されることがある。^[14] AGB の低質量または中質量星の水素融合殻がその表面に近づくと、冷たい外層が急速に失われ、その結果、星が加熱され、最終的に白色矮星になる。これらの星は、質量は太陽よりも小さいが、光度が 10,000  L _☉以上になることがあるため、短期間で黄色超巨星になる。 ポストAGB星は不安定帯を横切るとRVタウリ変光星として脈動すると考えられている。 ^[21]

黄色超巨星R Coronae Borealis変光星の進化の状況は不明である。これらは、後期ヘリウム殻フラッシュによって再点火されたポストAGB星である可能性があり、または白色矮星の合体によって形成された可能性がある。^[22]

初めての黄色超巨星は、超新星爆発を起こすことなく赤色超巨星の段階に成熟すると予想されている。赤色超巨星の後期の黄色超巨星の核は崩壊し、超新星爆発を引き起こす可能性がある。少数の超新星は、赤色超巨星の後期になるほど明るくない、明らかに黄色超巨星の祖先と関連している。これらが確認されれば、中程度の質量でまだヘリウム核を持つ恒星がどのようにして核崩壊型超新星爆発を引き起こすのか説明がつくはずだ。このような場合の明らかな候補は常に何らかの形の連星相互作用である。^[23]

紀元前2世紀から1世紀の中国天文学者の報告によると、赤色超巨星ベテルギウスは黄色と表現されており、当時は黄色超巨星であった可能性があることを示唆している。^{[24] [25]}

特に明るく不安定な黄色超巨星は、黄色超巨星と呼ばれる別のクラスの星に分類されることが多い。これらは主に赤色超巨星の後の星、つまり外層のかなりの部分を失い、現在青色超巨星やウォルフ・ライエ星へと進化している非常に重い星であると考えられている。^[26]