天文学 において、恒星の分類とは、恒星をスペクトル特性に基づいて分類することです。恒星からの電磁放射は、プリズムまたは回折格子を用いて、スペクトル線が点在する虹色のスペクトルに分割されます。各線は特定の化学元素または分子を示し、線の強度はその元素の存在量を示します。異なるスペクトル線の強度は主に光球の温度によって変化しますが、場合によっては実際に存在量に差が生じることもあります。恒星のスペクトル型は、主に電離状態を要約した短いコードであり、光球の温度の客観的な尺度となります。

ほとんどの恒星は現在、モルガン・キーナン (MK) システムに基づいて分類されており、最も高温 ( O型) から最も低温 ( M型) の順にO、B、 A 、F、G、K 、Mの文字が使用されています。各文字クラスは、 0が最も高温で9 が最も低温となる数字を使用してさらに細分化されます(たとえば、A8、A9、F0、F1 は高温から低温の順になります)。この順序は、古典的なシステムに当てはまらない他の恒星用にW、S、Cの 3 つのクラスで拡張されています。一部の恒星残骸や質量の異なる天体にも文字が割り当てられています。白色矮星にはD 、褐色矮星(および太陽系外惑星)にはL、T、Y です。

MK システムでは、ローマ数字を使用してスペクトル型に光度クラスが追加されます。これは、星のスペクトル内の特定の吸収線の幅に基づいています。この幅は大気の密度によって変化し、巨星と矮星を区別します。光度クラス 0またはIa+は極超巨星、 クラスIは超巨星、クラス IIは明るい巨星、クラス IIIは普通の巨星、クラス IVは準巨星、クラス Vは主系列星、クラス sd (またはVI )は準矮星、クラス D (またはVII ) は白色矮星に使用されます。したがって、太陽の完全なスペクトル型はG2V であり、表面温度が約 5,800 K の主系列星を示します。

従来の色の説明

従来の色の記述では、恒星のスペクトルのピーク部分のみを考慮しています。しかし実際には、恒星はスペクトルのあらゆる部分で放射しています。すべてのスペクトル色を合わせると白く見えるため、人間の目に実際に見える色は、従来の色の記述で示されるよりもはるかに明るくなります。この「明るさ」という特性は、スペクトル内の色の単純化された割り当てが誤解を招く可能性があることを示しています。薄暗い光の中での色の対比効果を除けば、典型的な観測条件では、緑、シアン、藍、紫の星は存在しません。太陽のような「黄色」矮星は白く、「赤色」矮星は濃い黄色/オレンジ色、「褐色」矮星は文字通り茶色に見えませんが、近くの観測者には薄暗い赤色または灰色/黒色に見えると仮定されます。

現代の分類

現代の分類システムは、モーガン・キーナン（MK）分類として知られています。各恒星には、スペクトル型（光度を含まない以前のハーバードスペクトル分類[1]に基づく）と、以下に説明するローマ数字を用いた光度型が割り当てられ、これらが恒星のスペクトル型を形成します。

UBVシステムなどの他の現代の恒星分類システムは、色指数（3つ以上の色等級の測定された差）に基づいています。[2]これらの数値には、「U−V」や「B−V」などのラベルが付けられており、2つの標準フィルター（例：紫外線、青色、視覚）によって通過する色を表しています。

ハーバードスペクトル分類

ハーバード分類法は、天文学者アニー・ジャンプ・キャノンによる一次元の分類法で、ドレイパーによる従来のアルファベット体系（歴史参照）を再整理・簡素化したものである。恒星はスペクトル特性に基づき、アルファベットの1文字ずつ、あるいは数値による細分化によって分類される。主系列星の表面温度は約2,000～50,000  Kであるが、より進化した恒星、特に新しく形成された白色矮星の表面温度は100,000 Kを超えることもある。[3]物理的には、これらの分類は恒星の大気の温度を示し、通常は最も高温のものから最も低温のものへと並べられている。

スペクトル型文字を最も熱いものから最も冷たいものへと順番に覚えるための伝統的な記憶法は、 「ああ、素晴らしい男/女：キスミー！」です。[12]天文学講座や団体が開催するコンテストでは、さまざまな代替記憶法が提案されてきましたが、伝統的な記憶法は今でも最も人気があります。[13] [14]

O型からM型までのスペクトル型、および後述するより特殊な型は、アラビア数字（0～9）で細分化されています。0は、その型の中で最も高温の恒星を表します。例えば、A0はA型の中で最も高温の恒星、A9は最も低温の恒星を表します。分数も使用できます。例えば、ミュー・ノルマエはO9.7に分類されます。[15]太陽はG2に分類されます。[16]

恒星のハーバード分類がその表面温度または光球 温度（より正確には実効温度）を示しているという事実は、その分類が発展するまで完全には理解されていませんでしたが、最初のヘルツシュプルング・ラッセル図が定式化された頃（1914年）には、これが真実であると広く考えられていました。 [17] 1920年代、インドの物理学者メグナド・サハは、分子の解離に関する物理化学のよく知られた概念を原子の電離に拡張することで、電離理論を導き出しました。彼はまずそれを太陽の彩層に適用し、次に恒星のスペクトルに適用しました。[18]

ハーバード大学の天文学者セシリア・ペインは、 OBAFGKMスペクトル系列が実際には温度系列であることを実証しました。 [19]この分類系列は、それが温度系列であるという認識が確立される以前から存在するため、スペクトルをB3やA7といった特定のサブタイプに分類するかどうかは、恒星スペクトルにおける吸収特性の強度に関する（主に主観的な）推定値に依存します。その結果、これらのサブタイプは、数学的に表現可能な区間に均等に分割されることはありません。

モーガン・キーナン分類

ヤーキスのスペクトル分類は、著者のイニシャルにちなんでMK分類、あるいはモーガン・キーナン（あるいはMKK、あるいはモーガン・キーナン・ケルマンとも呼ばれる）[20] [21]システムとも呼ばれ、1943年にヤーキス天文台のウィリアム・ウィルソン・モーガン、フィリップ・C・キーナン、エディス・ケルマンによって導入された恒星のスペクトル分類システムです。[22]この2次元（温度と光度）分類方式は、恒星の温度と表面重力に敏感なスペクトル線に基づいており、表面重力は光度と関連しています（ハーバード分類は表面温度のみに基づいています）。その後、1953年に標準星のリストと分類基準にいくつかの改訂が行われ、この分類方式はモーガン・キーナン分類、またはMK [ 23]と名付けられ、現在も使用されています。

表面重力が大きい高密度の星は、スペクトル線の圧力広がりが大きくなります。巨星の半径は同質量の矮星よりもはるかに大きいため、巨星表面の重力、ひいては圧力は矮星よりもはるかに低くなります。したがって、スペクトルの違いは光度の影響と解釈でき、スペクトルのみを観察するだけで光度クラスを決定できます。

下の表に示すように、いくつかの異なる光度クラスが区別されています。 [24]

限界的なケースも許容されます。例えば、恒星は超巨星または高輝度巨星のいずれか、あるいは準巨星と主系列の分類の中間に位置する場合があります。このような場合、2つの光度クラスの間には2つの特別な記号が使用されます。

  • スラッシュ ( / ) は、星がいずれかのクラスであることを意味します。
  • ハイフン ( - ) は、星が 2 つのクラスの間にあることを意味します。

たとえば、A3-4III/IV として分類される星は、スペクトル型 A3 と A4 の中間に位置し、巨星または準巨星のいずれかになります。

準矮星クラスも使用されています。準矮星（主系列よりわずかに明るさが小さい星）には VI が使用されています。

主系列や巨星の温度の文字が白色矮星には適用されなくなったため、現在では公称光度クラス VII (および場合によってはより高い数字) が白色矮星または「高温準矮星」クラスに使用されることはほとんどありません。

超巨星以外の光度クラスにもaとbの文字が使われることがある。例えば、典型的な巨星よりもわずかに明るい恒星には光度クラスIIIbが与えられ、光度クラスIIIaは典型的な巨星よりもわずかに明るい恒星を示す。[34]

He II λ4686スペクトル線に強い吸収を持つ極端V型星には、 Vz型という名称が与えられている。例としてHD 93129 Bが挙げられる。[35]

スペクトルの特異性

スペクトルの特殊な特徴を示すために、小文字の形で追加の命名法がスペクトル型の後に続くことがある。[36]

例えば、59 Cygniはスペクトル型B1.5Vnneとして記載されており[43] 、これは一般分類B1.5Vのスペクトルに加えて、非常に広い吸収線と特定の輝線を示している。

歴史

ハーバード分類の文字の奇妙な配置の理由は歴史的なもので、初期のセッキ分類から進化し、理解が深まるにつれて徐々に修正されてきました。

セッキクラス

1860年代から1870年代にかけて、恒星分光学の先駆者アンジェロ・セッキは、観測されたスペクトルを分類するためにセッキ分類を考案しました。1866年までに、彼は以下の表に示す3つの恒星スペクトル分類を確立しました。[44] [45] [46]

1890年代後半には、この分類はハーバード分類に取って代わられ始めました。ハーバード分類については、本稿の残りの部分で論じます。[47] [48] [49]

セッキ分類に使用されるローマ数字は、ヤーキス光度分類や提案されている中性子星分類に使用される、まったく関係のないローマ数字と混同しないでください。

ドレーパーシステム

夫の死後、メアリー・アンナ・ドレイパーはハーバード天文台でのハーバード・プレート・スタックの作成とこれらのプレートの研究に資金を提供し始めました。天文台の所長エドワード・C・ピカリングは、ハーバード・コンピューターとして総称される先駆的な女性天文学者を雇い始めました。彼女たちは様々な天文学の分野を研究すると考えられ、この仕事の初期の成果は、1890年に最初に出版されたヘンリー・ドレイパー記念恒星スペクトルカタログの初版です。ウィリアミナ・フレミングはカタログの初版のスペクトルのほとんどを分類し、10,000を超える注目の恒星を分類し、10の新星と200を超える変光星を発見したと言われています。[56]ハーバード・コンピューター、特にウィリアミナ・フレミングの協力により、アンジェロ・セッキによって確立されたローマ数字方式に代わるヘンリー・ドレイパー・カタログの最初の反復が考案されました。[57]

このカタログでは、それまで使われていたセッキ分類（IからV）をより具体的な分類に細分化し、AからPまでの文字を付与する方式が採用された。また、どの分類にも当てはまらない星にはQの文字が使われた。[53] [54]フレミングはピカリングと共同で、星から放射される波長に変化をもたらし、色の見え方に変化をもたらす水素スペクトル線の強度に基づいて17の異なる分類を作成した。A分類のスペクトルは最も強い水素吸収線を生成する傾向があり、O分類のスペクトルは実質的に目に見える線を生成しない。この文字体系は、アルファベットの下位にいくにつれて、スペクトル分類における水素吸収が徐々に減少することを示した。この分類体系は後にアニー・ジャンプ・キャノンとアントニア・モーリーによって改良され、ハーバード・スペクトル分類体系が作成された。[56] [58]

旧ハーバードシステム（1897年）

1897年、ハーバード大学の別の天文学者アントニア・モーリーは、セッキ型Iのオリオン型をセッキ型Iの残りのものより上位に置き、現代のB型を現代のA型より上位に置いた。彼女はこれを初めて行ったが、文字によるスペクトル型ではなく、IからXXIIまでの番号が付けられた22の型を使用した。[59] [60]

22のローマ数字のグループ分けではスペクトルのさらなる変化が考慮されなかったため、さらに3つの区分が追加され、スペクトルの相対的な線の出現を区別するために小文字が追加されました。線は次のように定義されました。[61]

  • (a): 平均幅
  • (b): かすんでいる
  • (c): シャープ

アントニア・モーリーは1897年に独自の星の分類目録『ヘンリー・ドレイパー記念事業の一環として11インチ・ドレイパー望遠鏡で撮影された明るい星のスペクトル』を出版しました。これには4,800枚の写真と、モーリーによる北半球の明るい星681個の分析が含まれていました。これは、天文台による出版物の著者として女性が名を連ねた最初の例でした。[62]

現在のハーバードシステム（1912年）

1901年、アニー・ジャンプ・キャノンは再び文字表記に戻ったが、O、B、A、F、G、K、M、Nの順で使われる文字と、惑星状星雲を表すP、そして特殊なスペクトルを表すQ以外の文字は削除した。また、B型とA型の中間に位置する星にはB5A、F型からG型までの5分の1に位置する星にはF2Gといった表記法を用いた。[63] [64]

最終的に、キャノンは1912年までにB、A、B5A、F2Gなどの分類をB0、A0、B5、F2などに変更しました。[65] [66]これは本質的にハーバード分類システムの現代版です。この分類システムは、星から放射される光を読み取り可能なスペクトルに変換できる写真乾板上のスペクトル分析を通じて開発されました。[67]

マウントウィルソンクラス

ウィルソン山システムとして知られる光度分類は、異なる光度の星を区別するために使用されました。[68] [69] [70]この表記法は、現代のスペクトルでも時々見られます。[71]

  • sd: 準矮星
  • d: ドワーフ
  • sg: 亜巨人
  • g: 巨大
  • c: 超巨星

スペクトル型

恒星の分類システムは、生物学における種の分類に似た、タイプ標本に基づいた分類学的なものです。カテゴリは、各カテゴリとサブカテゴリごとに1つ以上の標準星と、それに関連する特徴の説明によって定義されます。[72]

「早期」と「後期」の命名法

星はしばしば早生型と晩生型に分類されます。「早生型」は高温の星と同義であり、「晩生型」は低温の星と同義です。

文脈によって、「初期」と「後期」は絶対的な用語にも相対的な用語にもなり得ます。したがって、「初期」は絶対的な用語としてO型星やB型星、あるいはA型星を指す可能性があります。相対的な用語として用いる場合は、他の星よりも高温の星を指します。例えば、「初期K型」はK0、K1、K2、K3型などです。

「後期」も同様に使用され、この用語を無条件で使用すると K 型や M 型などのスペクトル型の星を示しますが、他の星に比べて冷たい星にも使用できます。たとえば、「後期 G」は G7、G8、G9 を指します。

相対的な意味では、「早い」はクラス文字に続く低いアラビア数字を意味し、「遅い」は高い数字を意味します。

この難解な用語は、19世紀後半の恒星進化モデルから引き継がれたものである。このモデルでは、恒星はケルビン・ヘルムホルツ機構による重力収縮によってエネルギーを得ていると想定されていたが、現在ではこの機構は主系列星には当てはまらないことが分かっている。もしこれが真実なら、恒星は非常に高温の「早期型」恒星としてその生涯を開始し、その後徐々に冷えて「晩期型」恒星となる。この機構は、地質学的記録で観測されているよりもはるかに短い太陽の年齢を与えており、恒星が核融合によってエネルギーを得ていることが発見されたことで時代遅れとなった。[73]「早期型」と「晩期型」という用語は、それらが基づいていたモデルが消滅した後も引き継がれた。

Oクラス

仮想O5V星のスペクトル

O型星は非常に高温で非常に明るく、放射出力の大部分は紫外線領域にあります。これらは主系列星の中で最も希少な星です。太陽系近傍の主系列星のうち、約300万個に1個（0.00003%）がO型星です。[c] [11]最も質量の大きい星のいくつかはこのスペクトル型に属します。O型星はしばしば複雑な周囲環境を持つため、スペクトル測定が困難です。

O型スペクトルは、かつてはHe  II λ4541の強度とHe I λ4471の強度の比で定義されていました（λは放射波長）。スペクトル型O7は、2つの強度が等しくなり、He Iの線が前者に向かって弱まる点と定義されました。O3型は、定義上、この線が完全に消える点ですが、現代の技術ではごくわずかに観測可能です。このため、現代の定義では、窒素の線N IV λ4058とN III λλ4634-40-42の比が用いられています。[74]

O型星は、He  II線の吸収線と、時には放出線が卓越しており、O5からO9にかけて強まる電離ヘリウム線（ Si  IV、O  III、N  III、C  III）と中性ヘリウム線、そして顕著な水素バルマー線を持つが、後期型ほど強くはない。質量の大きいO型星は、恒星風の速度が極めて速く（2,000 km/sに達することもある）、広大な大気を保持できない。O型星は非常に質量が大きいため、中心部が非常に高温で、水素燃料を非常に早く燃やし尽くすため、主系列から最初に離脱する星となる。

MKK分類法が1943年に初めて発表された当時、O型のサブタイプはO5からO9.5までしか使用されていませんでした。[75] MKK分類法は1971年にO9.7まで拡張され[76]、1978年にはO4まで拡張されました。 [77]その後、O2、O3、O3.5を追加した新しい分類法が導入されました。[78]

スペクトル標準の例: [72]

クラスB

仮想B3V星のスペクトル

B型星は非常に明るく、青い。スペクトルには、B2サブクラスで最も顕著な中性ヘリウム線と、中程度の水素線が含まれている。O型星とB型星は非常にエネルギーが高いため、寿命は比較的短い。そのため、生涯を通じて運動学的相互作用を受ける確率が低いため、逃走星を除けば、形成された領域から遠く離れることはできない。

O型からB型への移行は、当初はHe II λ4541が消失する時点と定義されていました 。しかし、現代の観測装置を用いても、この線は初期B型星において依然として観測可能です。今日では、主系列星のB型はHe I 紫スペクトルの強度によって定義され、最大強度はB2型に対応します。超巨星の場合は、代わりにシリコンの線が用いられます。Si IV λ4089とSi III λ4552の線は初期B型を示唆しています。中期B型では、後者の強度とSi II λλ4128-30の強度との相対関係が定義特性となり、後期B型ではMg II λ4481の強度とHe I λ4471の強度との相対関係が定義特性となります。[74]

これらの星は、巨大分子雲に関連する起源のOB星団で発見されることが多い。オリオンOB1星団は天の川銀河の渦巻き腕の大部分を占め、オリオン座の明るい星の多くを含む。太陽系近傍の主系列星の約800分の1（0.125%）がB型主系列星である。[c] [11] B型星は比較的珍しく、最も近いのは80光年離れたレグルスである。[79]

Be星として知られる、質量は大きいが超巨星ではない恒星は、 1本以上のバルマー線を放射することが観測されており、特に興味深いのは、これらの星から放射される水素関連の電磁放射系列である。Be星は一般的に、異常に強い恒星風、高い表面温度、そして奇妙なほど速い速度で自転するにつれて恒星質量が著しく減少すると考えられている。 [80]

B[e]星（印刷上の理由からB(e)星）として知られる天体は、禁断のメカニズムを持つと考えられている独特の中性または低電離輝線を持ち、現在の量子力学の理解では通常許されないプロセスを起こします。

スペクトル標準の例: [72]

クラスA

仮想A5V星のスペクトル

A型星は肉眼で見える星の中では比較的一般的なもので、白色または青白色をしています。A0付近で最大となる強い水素の輝線と、A5付近で最大となるイオン化金属（Fe  II、Mg  II、Si II）の輝線を有しています。この時点までにCa IIの輝線 の存在が 顕著に強まっています。太陽近傍の主系列星の約160分の1（0.625%）がA型星であり、[c] [11] 15パーセク以内に9つの星が含まれます。[81]

スペクトル標準の例: [72]

クラスF

仮想F5V星のスペクトル

F型星はCa IIのH線とK線が強まる 。中性金属（Fe  I、Cr  I）は、F後期にはイオン化金属線を吸収し始める。そのスペクトルは、弱い水素線とイオン化金属によって特徴付けられる。色は白色である。太陽系近傍の主系列星の約33分の1（3.03%）がF型星であり、[c] [11] 20光年以内のプロキオンA星もその1つである。[82]

スペクトル標準の例: [72] [83] [84] [85] [86]

Gクラス

仮想的なG5V星のスペクトル

太陽を含むG型星[16]は、Ca IIのH線とK線が顕著に現れ 、G2帯で最も顕著です。Fよりもさらに弱い水素線がありますが、イオン化金属に加えて中性金属も含まれています。CN分子のGバンドには顕著なスパイクが見られます。G型主系列星は、太陽近傍の主系列星の約7.5%、つまり13個に1個近くを占めています。10pc以内には21個のG型星があります。[c] [11]

G型には「黄色の進化の空白」が存在する。[87]超巨星はしばしばO型またはB型（青）とK型またはM型（赤）の間を揺れ動く。しかし、不安定な黄色超巨星クラスに長く留まることはない。

スペクトル標準の例: [72]

クラスK

仮想K5V星のスペクトル

K型星はオレンジがかった星で、太陽よりわずかに温度が低い。太陽近傍の主系列星の約12%を占める。[c] [11] K型星には巨大なものもあり、ケフェウス座RW星のような極超巨星から、アークトゥルスのような巨星や超巨星まで多岐にわたる。一方、アルファ・ケンタウリBのようなオレンジ矮星 は主系列星である。

これらの恒星は、水素の輝線が極めて弱く（存在する場合も）、ほとんどが中性金属（Mn  I、Fe  I、Si  I）である。K後期には、酸化チタンの分子バンドが見られるようになる。主流の理論（有害な放射能の低さと恒星の寿命の長さを根拠とする理論）によれば、このような恒星は、ハビタブルゾーンが広く、かつハビタブルゾーンが最も広い恒星に比べて有害な放射期間がはるかに短いため、周回惑星上で高度に進化した生命が発達する確率が最も高いと示唆されている（そのような生命が地球の生命と直接類似している場合）。[88] [89]

スペクトル標準の例: [72]

Mクラス

仮想的なM5V星のスペクトル

M型星は圧倒的に多く、太陽系近傍の主系列星の約76%がM型星です。[c] [f] [11]しかし、M型主系列星（赤色矮星）は光度が非常に低いため、特別な条件がない限り、肉眼で見えるほど明るくはありません。最も明るいM型主系列星として知られているのは、 M0V型のラカイユ8760で、等級は 6.7等です（良好な条件下での典型的な肉眼での可視限界等級は通常6.5等級とされています）。これより明るい例が見つかる可能性は極めて低いです。

M型星のほとんどは赤色矮星ですが、天の川銀河で知られている最大の超巨星のほとんどはM型星です。例えば、おおいぬ座VY星、ケフェイ座VV星、アンタレス、ベテルギウスなどが挙げられます。さらに、より大きく高温の褐色矮星の中には、M6.5からM9.5の範囲の後期M型星もあります。

M型星のスペクトルには、酸化 物分子（可視スペクトル、特にTiO）と全ての中性金属の吸収線が含まれますが、水素の吸収線は通常存在しません。M型星ではTiOの吸収線が強くなる場合があり、通常M5頃まで可視スペクトルの大部分を占めます。バナジウム(II)の吸収線はM型後期までに現れるようになります。

スペクトル標準の例: [72]

拡張スペクトル型

新たに発見された星の種類から、いくつかの新しいスペクトル型が使用されるようになりました。[90]

高温青色発光星のクラス

UGC 5797は、明るい青色の巨大な星が形成される輝線銀河である[91]

いくつかの非常に高温で青みがかった星のスペクトルには、炭素や窒素、時には酸素からの顕著な輝線が見られます。

クラスWR（またはW）: ウォルフ・ライエ

ハッブル宇宙望遠鏡によるM1-67星雲と中央のウォルフ・ライエ星WR 124の画像

O型星に分類されたW型[92]またはWR型のウォルフ・ライエ星は、水素輝線を欠くスペクトルで特徴づけられる。その代わりに、そのスペクトルは高度に電離したヘリウム、窒素、炭素、そして時には酸素の幅広い輝線によって支配されている。これらは主に死にゆく超巨星であり、恒星風によって水素層が吹き飛ばされ、高温のヘリウム殻が直接露出していると考えられている。WR型は、スペクトル（および外層）における窒素と炭素の輝線の相対的な強度に応じてさらにサブクラスに分類される。[42]

WRスペクトルの範囲は以下のとおりです。[93] [94]

  • WN [42] – N III-V線とHe I-II線が支配的なスペクトル
    • WNE（WN2からWN5、一部WN6） – より暑い、または「早い」
    • WNL（WN7からWN9、一部WN6を含む） – より涼しい、または「遅い」
    • 拡張WNクラスWN10とWN11は、Ofpe/WN9の恒星に使用されることもあります[42]
    • 水素放出を伴うWRにはhタグ（例：WN9h）を使用し、水素放出と吸収の両方を伴うWRにはhaタグ（例：WN6ha）を使用する。
  • WN/C – WN星と強いC IV線、WN星とWC星の中間[42]
  • WC [42] – 強いC II-IV線を含むスペクトル
    • WCE（WC4からWC6） – より熱い、または「早い」
    • WCL (WC7からWC9) – より涼しい、または「遅い」
  • WO（WO1～WO4） – 強いO VI線、極めて稀、WCEクラスを信じられないほど高温（最大200 kK以上）まで拡張

ほとんどの惑星状星雲（CSPNe）の中心星はO型スペクトルを示すが[95] 、約10%は水素欠乏型でWR型スペクトルを示す。[96]これらは低質量星であり、大質量ウォルフ・ライエ星と区別するために、スペクトルは角括弧で囲まれる（例：[WC]）。これらの星のほとんどは[WC]スペクトルを示し、一部は[WO]、そしてごくまれに[WN]スペクトルを示す。

スラッシュスター

スラッシュ星は、スペクトルにWN型に似た線を持つO型星です。「スラッシュ」という名称は、スペクトル型に斜線が含まれていることに由来しています（例：Of/WNL）。 [74]

これらのスペクトルには、より低温で「中間」のグループである「Ofpe/WN9」が発見されています。[74]これらの星はWN10またはWN11とも呼ばれていましたが、他のウォルフ・ライエ星との進化的差異が認識されたため、この名称は一般的に使用されなくなりました。近年、さらに稀少な星の発見により、スラッシュ星の範囲はO2-3.5If * /WN5-7にまで広がり、これは元の「スラッシュ」星よりもさらに高温です。[97]

磁気O型星

これらは強い磁場を持つO型星である。記号はOf?pである。[74]

冷たい赤色矮星と褐色矮星のクラス

新しいスペクトル型L、T、Yは、低温星の赤外線スペクトルを分類するために作成されました。これには、可視スペクトルでは非常に暗い赤色矮星と褐色矮星の両方が含まれます。[98]

褐色矮星は水素核融合を起こさない恒星で、年齢とともに冷えていき、より新しいスペクトル型へと進化する。褐色矮星はM型のスペクトルで誕生し、L、T、Yのスペクトル型を経て冷却していく。質量が小さいほど冷却速度は速い。最も質量の大きい褐色矮星は、宇宙の年齢の中でY型矮星やT型矮星にまで冷却することはできない。このため、異なるLTY型の質量と年齢において、スペクトル型の 有効温度と光度の間に解決不可能な重なりが生じるため、明確な温度または光度の値は与えられない。[10]

クラスL

L型矮星の想像図

L型矮星は、M型恒星よりも温度が低く、アルファベット順でM型に最も近い残りの文字であるLからそのように命名されています。これらの天体の中には、水素核融合を支えるのに十分な質量を持つものもあり、したがって恒星とみなされますが、ほとんどは恒星質量未満であるため、褐色矮星とみなされます。これらの天体は非常に暗い赤色で、赤外線で最も明るくなります。大気は十分に低温であるため、金属水素化物やアルカリ金属がスペクトルに顕著に現れます。[99] [100] [101]

巨星の表面重力が低いため、TiOやVOを含む凝縮体は決して形成されません。したがって、矮星よりも大きなL型星は孤立した環境では決して形成されません。しかし、これらのL型超巨星は恒星衝突によって形成される可能性があり、その一例が、明るい赤色新星爆発のピーク時におけるいっかくじゅう座V838星です。

クラスT

T型小人の想像図

T型矮星は表面温度が約550～1,300 K（277～1,027 °C、530～1,880 °F）の低温褐色矮星である。その放射は赤外線にピークを持ち、そのスペクトルにはメタンが顕著に含まれていた。[99] [100]

プロプリド（原始惑星系円盤、星雲内のガス塊で、そこから恒星や惑星系が形成される）の数を研究した結果、銀河系内の恒星の数はこれまで推測されていた数桁も大きいことが示唆されている。これらのプロプリドは互いに競争関係にあると理論づけられている。最初に形成されたプロプリドは原始星となり、非常に激しい運動をすることで周囲のプロプリドを破壊し、ガスを奪い取る。その犠牲となったプロプリドは、おそらくL型およびT型の主系列星、あるいは褐色矮星へと進化していくが、これらは私たちには全く見えない。[102]

Yクラス

Y型矮星の想像図

スペクトル型Yの褐色矮星はスペクトル型Tの褐色矮星よりも低温で、スペクトルも質的に異なる。2013年8月現在、合計17個の天体がY型に分類されている。[103]このような矮星はモデル化されており[104] 、広域赤外線探査衛星（WISE）[90] [105 ] [106] [107] [108]によって40光年以内で検出されているが、明確なスペクトル系列やプロトタイプはまだ存在しない。しかしながら、いくつかの天体がスペクトル型Y0、Y1、Y2として提案されている。[109]

これらのY型天体のスペクトルは、1.55 マイクロメートル付近に吸収を示している。[110] Delormeらは、この特徴はアンモニアからの吸収によるものであり、TY遷移の指標となる特徴として捉えるべきであると示唆している。[110] [111]実際、このアンモニア吸収特性は、このクラスを定義するために採用された主な基準である。[109]しかし、この特徴は水やメタンによる吸収と区別するのが難しく、[110]他の著者は、Y0クラスの割り当ては時期尚早であると述べた。[112]

Yスペクトル型に分類される最新の褐色矮星であるWISE 1828+2650は、Y2を超える矮星で、実効温度は当初 人体と同じ300 K程度と推定されていました。 [105] [106] [113]しかし、 視差測定により、その明るさは400 K以下であることと矛盾していることが判明しました。現在知られている最も冷たいY矮星はWISE 0855−0714で、温度は約250 K、質量は木星のわずか7倍です。[114]

Y型矮星の質量範囲は9～25 木星質量だが、若い天体は1木星質量以下になる可能性もある（ただし、惑星になるために冷える）。つまり、Y型天体は、褐色矮星と惑星を分ける現在のIAUの区分である13木星質量の重水素融合限界にまたがっていることになる。[109]

奇妙な褐色矮星

若い褐色矮星は、スペクトル型が類似する恒星に比べて半径が大きく質量が小さいため、表面重力が低い。これらの源は、中程度の表面重力を示すベータ（ β ）、低い表面重力を示すガンマ（ γ）の文字で示される。低い表面重力の指標として、弱いCaH、K I、Na I線、そして強いVO線が挙げられる。[117]アルファ（α）は通常の表面重力を表し、通常は省略される。極端に低い表面重力はデルタ（δ）で表されることもある。[119]接尾辞「pec」は特異（peculiar）を意味する。この接尾辞は、他の特異な特徴にも使用され、低表面重力、準矮星、未分離連星など、異なる特性を要約している。[120] 接頭辞「sd」は準矮星を意味し、低温の準矮星のみを含む。この接頭辞は、金属量が低く、円盤星よりもハロー星に近い運動学的特性を持つことを示します。[116]準矮星は円盤天体よりも青く見えます。[121] 接尾辞が赤いのは、赤色ですが、年齢が古い天体を表します。これは表面重力が低いという意味ではなく、塵の含有量が多いという意味です。[118] [119]接尾辞が青いのは、近赤外線で青い色を呈する天体を表しますが、金属量が低いだけでは説明できません。L+T連星として説明されるものもあれば、2MASS J11263991−5003550のように連星ではないものもあり、薄い雲や粗粒の雲で説明されます。[119]

後期巨大炭素星クラス

炭素星は、スペクトルから炭素（トリプルアルファヘリウム核融合の副産物）の生成が示唆される星です。炭素量の増加と、それと並行するs過程重元素生成に伴い、これらの星のスペクトルは、通常の後期スペクトル型G、K、Mから次第に逸脱していきます。炭素に富む星の同等の型はSとCです。

これらの恒星の中の巨星は、自らこの炭素を生成すると推定されるが、このクラスのいくつかの恒星は二重星であり、その奇妙な大気は、伴星が炭素恒星であったときに、現在白色矮星となっている伴星から移されたのではないかと疑われている。

クラスC

炭素星R Sculptorisとその印象的な渦巻き構造の画像

もともと R 型星と N 型星に分類されていたこれらは、炭素星としても知られています。これらは赤色巨星で、寿命の終わりに近づいており、大気中に炭素が過剰に存在します。古い R クラスと N クラスは、おおよそ G 期中期から M 期後期まで、通常の分類システムと並行していました。これらは、最近では、おおよそ C6 から始まる N0 を含む統一された炭素分類子 C に再マッピングされています。低温炭素星の別のサブセットは C–J 型星で、12 CN分子に加えて13 CN分子が強く存在するのが特徴です。[122]少数の主系列炭素星が知られていますが、既知の炭素星の圧倒的多数は巨星または超巨星です。いくつかのサブクラスがあります。

  • CR – 以前は独自のクラス ( R ) であり、後期 G 型から初期 K 型星に相当する炭素星を表します。
  • CN – 以前は独自のクラスであり、後期 K 型から M 型の星に相当する炭素星を表します。
  • CJ – 13 Cの含有量が多い低温 C 星のサブタイプ。
  • CH – CR 星の種族 II類似体。
  • C-Hd – 水素が不足している炭素星。CHバンドとC 2バンドが追加された後期 G 型超巨星に似ています。

Sクラス

S型星は、M型星と炭素星の中間に位置する。M型星に最も類似するS型星は、M型星のTiO吸収帯に類似した強いZrO 吸収帯を持つ。一方、炭素星に最も類似するS型星は、強いナトリウムD線と弱いC 2吸収帯を持つ。[123] S型星は、 s過程によって過剰量のジルコニウムやその他の元素を生成し、炭素と酸素の存在比はM型星や炭素星に近い。炭素星と同様に、既知のS型星のほぼ全ては漸近巨星分枝星である。

スペクトル型は、文字「S」と0から10までの数字で構成されます。この数字は恒星の温度に対応し、M型巨星に用いられる温度スケールにほぼ従います。最も一般的な型はS3からS5です。非標準的なS10という名称は、極小期にある カイ・シグニ星にのみ用いられています。

基本分類には通常、S2.5、S2/5、S2 Zr4 Ti2、またはS2*5といった、いくつかの分類法のいずれかに従って、組成比が示されます。コンマに続く数字は、ZrOとTiOの比率に基づく1から9までの尺度です。スラッシュに続く数字は、比較的新しいものですが、あまり一般的ではありません。炭素と酸素の比率を1から10の尺度で表すために設計されたもので、0はMS星を表します。ジルコニウムとチタンの強度が明示的に示される場合もあります。また、アスタリスクに続く数字が見られる場合もあります。これは、ZrOバンドの強度を1から5の尺度で表します。

M型とS型の境界にある恒星はMS型星と呼ばれます。同様に、S型とCN型の境界にある恒星はSC型またはCS型星と呼ばれます。M → MS → S → SC → CNという配列は、漸近巨星枝に属する炭素星において、年齢とともに炭素量が増加する配列であると仮定されています。

白色矮星の分類

D型（縮退）は、白色矮星に用いられる現代的な分類法です。白色矮星は、もはや核融合反応を起こさず、惑星サイズまで縮み、ゆっくりと冷えていく低質量の恒星です。D型はさらに、DA、DB、DC、DO、DQ、DX、DZというスペクトル型に分類されます。これらの文字は他の恒星の分類法で使用される文字とは関連がなく、白色矮星の目に見える外層、つまり大気の組成を表しています。

白色矮星の種類は以下のとおりである: [124] [125]

  • DA –強いバルマー水素スペクトル線によって示される、水素が豊富な大気または外層。
  • DB –ヘリウムが豊富な大気。中性ヘリウムHe Iのスペクトル線で示されます。
  • DO – ヘリウムが豊富な大気。イオン化されたヘリウム、He IIのスペクトル線で示されます。
  • DQ –原子または分子の炭素線によって示される、炭素が豊富な大気。
  • DZ –金属スペクトル線によって示される、金属に富んだ大気（古い白色矮星のスペクトル型である DG、DK、および DM の統合）。
  • DC – 上記のいずれかのカテゴリを示す強いスペクトル線はありません。
  • DX – スペクトル線が十分に明確ではないため、上記のいずれかのカテゴリに分類できません。

型式の後には、白色矮星の表面温度を表す数字が続く。この数字は50400/ T effの略称で、T effはケルビン単位で測定された有効表面温度である。元々、この数字は1から9のいずれかの数字に丸められていたが、近年では分数や1未満、9を超える値も使われるようになった。（例えば、ペガスス座IK星Bの場合はDA1.5）[124] [126]

上記のスペクトル特性を複数示す白色矮星を示すために、2つ以上のタイプ文字が使用されることがあります。[124]

拡張された白色矮星のスペクトル型

ハッブル宇宙望遠鏡によって分離されたシリウスAとB（DA2型の白色矮星）
  • DAB – 中性ヘリウム線を呈する水素とヘリウムに富む白色矮星
  • DAO – イオン化されたヘリウムの線を示す水素とヘリウムに富む白色矮星
  • DAZ – 水素に富む金属白色矮星
  • DBZ – ヘリウムを多く含む金属白色矮星

白色矮星には他の種類の恒星とは異なるスペクトル特異性記号が使用される。[124]

明るい青色の変数

高輝度青色変光星（LBV）は、稀有で質量が大きく、進化した恒星であり、スペクトルと明るさにおいて予測不可能な、時に劇的な変化を示す。「静止」状態においては、通常B型星に類似するが、特異なスペクトル線を示す。爆発的な活動期においては、温度が著しく低下し、F型星に類似する。多くの論文では、LBVを独自のスペクトル型として扱っている。[127] [128]

非単一天体のスペクトル型：PクラスとQクラス

最後に、 P型とQ型は、ヘンリー・ドレイパー・カタログのためにキャノンが開発したシステムから引き継がれたものです。これらは、単一の恒星に関連しない特定の天体にも時折使用されます。P型天体は惑星状星雲（典型的には若い白色矮星または水素に乏しいM型巨星）内の恒星であり、Q型天体は新星です。[要出典]

恒星残骸

恒星残骸は恒星の死に伴って生じた天体です。このカテゴリーには白色矮星が含まれますが、Dクラスの分類体系がMKシステムと大きく異なることからもわかるように、恒星残骸をMKシステムに当てはめるのは困難です。

MKシステムの基盤となるヘルツシュプルング・ラッセル図は観測に基づくものであるため、これらの残骸は図上に容易にプロットすることはできず、あるいはそもそも配置することもできません。古い中性子星は比較的小さく冷たいため、図の右端に位置するでしょう。惑星状星雲は動的であり、祖星が白色矮星分枝に移行するにつれて急速に明るさを失っていく傾向があります。もし惑星状星雲が図に描かれるとすれば、それは図の右上象限の右側に位置するでしょう。ブラックホールはそれ自体は可視光を放射しないため、図には現れません。[129]

中性子星の分類にはローマ数字を用いるものが提案されている。タイプIは質量が小さく冷却速度が遅い中性子星、タイプIIは質量が大きく冷却速度が速い中性子星、タイプIIIは質量が大きく冷却速度が速い中性子星（おそらくエキゾチックスター候補）に分類される。[130]中性子星の質量が大きいほど、ニュートリノの放射量も大きくなる。ニュートリノは大量の熱エネルギーを運び去るため、孤立した中性子星の温度はわずか数年で数十億ケルビンから百万ケルビン程度にまで低下する。この中性子星の分類システムは、以前のセッキスペクトル類やヤーキス光度類と混同しないように注意する必要がある。

置き換えられたスペクトルクラス

20世紀半ばに非標準星に使用されていたいくつかのスペクトル型は、恒星分類システムの改訂中に置き換えられました。これらの型は、古い版の恒星カタログにまだ記載されている場合があります。R型とN型は、CR型とCN型として新しいC型に統合されています。

恒星の分類、居住可能性、そして生命の探査

人類は最終的にはあらゆる種類の恒星の居住地に移住できるようになるかもしれませんが、このセクションでは他の恒星の周囲に生命が誕生する可能性について説明します。

安定性、明るさ、そして寿命は、恒星の居住可能性を左右する重要な要素です。人類が生命を宿す恒星として知っているのは、重元素が豊富で明るさの変動が少ないG型太陽だけです。太陽系は、多くの恒星系とは異なり、恒星が1つしかないという特徴があります（連星系の居住可能性を参照）。

これらの制約と経験的なサンプルセットが 1 つしかないという問題を考慮すると、生命を維持できると予測される恒星の範囲はいくつかの要因によって制限されます。主系列星の種類のうち、太陽の 1.5 倍よりも質量が大きい恒星 (スペクトル型 O、B、A) は、高度な生命が発達するには老化が速すぎます (地球をガイドラインとして使用)。その反対に、太陽の半分の質量未満の矮星 (スペクトル型 M) は、他の問題とともに、惑星をその居住可能領域内に潮汐力で固定する可能性があります (赤色矮星系の居住可能性を参照)。[131]赤色矮星での生命が直面する問題は数多くありますが、その膨大な数と長寿命のために、多くの天文学者がこれらの系のモデル化を続けています。

これらの理由から、NASAのケプラーミッションは、スペクトル型Aよりは質量が小さく、Mよりは質量が大きい近傍の主系列星に居住可能な惑星を探しています。生命を宿す可能性が最も高い星は、F、G、K型の矮星です。[131]

参照

注記

  1. ^ これは、一般的に青みがかった星と考えられているベガを「白」の基準として使用した場合の星の相対的な色です。
  2. ^ 色度は同じクラス内でも大きく異なります。たとえば、太陽(​​G2 星) は白色ですが、G9 星は黄色です。
  3. ^ abcdefgh これらの割合は、絶対等級16より明るい星の割合です。この制限を下げると、より古いタイプの星はさらに稀になりますが、一般的にはM型にのみ追加されます。これらの割合は、合計欄の800という値は無視して計算されています。実際の数値は824です。
  4. ^ 技術的には、白色矮星はもはや「生きている」恒星ではなく、むしろ消滅した恒星の「死んだ」残骸です。白色矮星の分類には、元素燃焼する「生きている」恒星とは異なるスペクトル型が用いられます。
  5. ^ A型星の場合、これは異常に強い金属スペクトル線を指す。
  6. ^ すべての星を含めると、この割合は 78.6% に上昇します。(上記の注記を参照)

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さらに読む

  • ハレ、ジャン＝ヴィンセント。ヘラー、ルネ (2021)。 「星のデジタルカラーコード」。天文学者。342 (3 ) : 578–587.arXiv : 2101.06254 。ビブコード:2021AN....342..578H。土井：10.1002/asna.202113868。S2CID  231627588。
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  • D. Montes, UCM による恒星スペクトルライブラリ
  • ヒッパルコスカタログのスペクトル型
  • 恒星スペクトル分類 2010年10月31日アーカイブ、Wayback Machineリチャード・O・グレイとクリストファー・J・コーバリー
  • P.コエーリョによる星のスペクトルモデル
  • メリフィールド、マイケル；バウアー、アマンダ；ハウスラー、ボリス (2010). 「星の分類」60の記号.ノッティンガム大学のブレイディ・ハラン氏による。
  • 恒星の分類表