準巨星とは、同じスペクトル型の通常の主系列星よりも明るいが、巨星ほど明るくない恒星の ことである。「準巨星」という用語は、特定のスペクトル光度型と恒星の進化段階の両方に適用される。

ヤーキス光度クラスIV

準巨星という用語が初めて使われたのは1930年で、絶対等級が+2.5から+4のG型および早期K型星を指していました。これらの星は、太陽のような明らかな主系列星とアルデバランのような明らかな巨星の間にある連続した星群の一部であると認識されていましたが、主系列星や巨星ほど数は多くありませんでした。[1]

ヤーキスのスペクトル分類システムは、文字と数字の組み合わせで恒星の温度（例：A5またはM1）を表し、ローマ数字で同じ温度の他の恒星に対する相対的な光度を表す2次元の分類体系です。光度クラスIVの恒星は準巨星であり、主系列星（光度クラスV）と赤色巨星（光度クラスIII）の間に位置します。

スペクトル光度クラスを決定するための典型的なアプローチは、絶対的な特徴を定義するのではなく、類似のスペクトルを標準星と比較することです。多くの線比とプロファイルは重力の影響を受けやすいため、有用な光度指標となりますが、各スペクトルクラスにおける最も有用なスペクトル特徴には以下のものがあります。[2] [3]

モーガンとキーナンは、2次元の分類体系を確立した際に、光度クラスIVの星の例を挙げた。[2]

その後の解析により、これらのスペクトルの一部は二重星からの混合スペクトルであり、一部は変動するスペクトルであることが判明し、基準はより多くの星に拡大されましたが、元の星の多くは依然として準巨星光度クラスの基準とみなされています。O型星やK1よりも低温の星には、準巨星光度クラスが与えられることはほとんどありません。[4]

亜巨木の枝

恒星の進化の軌跡:
  • 5 メートルの軌跡は、ヘルツシュプルングの隙間を横切るフックと亜巨大枝を示している。
  • 2M☉ の軌跡にはフックと顕著な亜巨大枝が見られる
  • 低質量の軌跡は非常に短く、長く続く亜巨星の分岐を示している

準巨星枝は、低質量から中質量の恒星の進化における段階です。スペクトル型が準巨星である恒星は、必ずしも進化上の準巨星枝にあるとは限らず、その逆も同様です。例えば、FKコンドル星と31コンドル星はどちらもヘルツシュプルングギャップに位置し、進化上の準巨星である可能性が高いものの、どちらも巨星の光度クラスに分類されることが多いです。スペクトル分類は、金属量、自転、特異な化学的特性などによって影響を受ける可能性があります。太陽のような恒星における準巨星枝の初期段階は、内部変化を示す外部指標がほとんどないまま長期にわたります。進化上の準巨星を特定する一つの方法として、準巨星では枯渇しているリチウムなどの化学的存在比[5]や、コロナ放射の強度[6]が挙げられます。

主系列星の中心部に残留する水素の割合が減少するにつれて、中心部の温度が上昇し、核融合率が上昇します。これにより、星は年齢を重ねるにつれてゆっくりと光度が上昇し、ヘルツシュプルング・ラッセル図における主系列帯が広がります。

主系列星が中心核での水素の核融合を停止すると、中心核は自身の重力によって収縮し始めます。これにより中心核の温度が上昇し、中心核の外側の殻で水素が核融合を起こします。この核融合は、中心核の水素燃焼よりも多くのエネルギーを供給します。低質量および中質量の星は膨張して冷却し、約5,000 Kで赤色巨星枝と呼ばれる段階に達し、光度が増加し始めます。主系列から赤色巨星枝への移行は、準巨星枝と呼ばれます。準巨星枝の形状と期間は、星の内部構造の違いにより、質量の異なる星によって異なります。

非常に低質量の星

質量が約0.4M☉ 未満の恒星は、恒星の大部分で対流を起こしている。これらの恒星は、恒星全体がヘリウムに変化するまで、中心核で水素の核融合反応を続け、準巨星へと成長しない。この質量の恒星の主系列寿命は、現在の宇宙の年齢の数倍にも及ぶ。[7]

0.4 M☉0.9まで M☉

球状星団 M5のH-R図。太陽よりわずかに質量の小さい、短いが密集した準巨星の枝を示している。

太陽の質量の40%以上の恒星は、中心から外側に向かって強い温度勾配を持つ非対流性の核を持っています。恒星の中心部で水素が枯渇すると、中心核を取り囲む水素の殻は途切れることなく核融合を続けます。この時点で恒星は準巨星とみなされますが、外部からはほとんど変化が見られません。[8] 核融合する水素殻がその質量をヘリウムに変換すると、対流効果によってヘリウムが中心核に向かって分離され、そこでほぼ純粋なヘリウムプラズマからなる非核融合核の質量が非常にゆっくりと増加します。これが起こると、核融合する水素殻は徐々に外側に拡大し、恒星の外殻のサイズは主系列にあったときの元の半径の2倍から10倍から準巨星サイズまで増加します。恒星の外層が準巨星サイズに拡大すると、水素殻の核融合によって発生するエネルギーの増加とほぼ釣り合いが取れ、恒星の表面温度がほぼ維持されます。このため、この恒星質量範囲の下限では、恒星のスペクトル型はほとんど変化しません。準巨星がエネルギーを放射する表面積は非常に大きいため、惑星軌道が液体の水の形成範囲に入る可能性のある恒星周ハビタブルゾーンは、どの惑星系においてもはるかに外側にシフトします。球体の表面積は4πr 2と求められており、半径2  R ☉の球体は表面で400%のエネルギーを放出し、10 R ☉の球体は 10000%のエネルギーを放出します。[要出典]

ヘリウム核の質量はシェーンベルク・チャンドラセカール限界を下回り、融合中の水素殻と熱平衡状態を保っている。質量は増加し続け、水素殻が外側に移動するにつれて恒星は非常にゆっくりと膨張する。殻から出力されるエネルギーの増加はすべて恒星の外層を膨張させることに使われ、光度はほぼ一定に保たれる。これらの恒星の準巨星分枝は短く、水平で、非常に密度が高く、非常に古い星団で見られるような構造をしている。[8]

10億年から80億年後、ヘリウム核は質量が大きくなりすぎて自重を支えられなくなり、縮退する。核の温度が上昇し、水素殻における核融合速度が上昇し、外層で強い対流が発生し、ほぼ同じ有効温度で光度が増加する。この恒星は現在、赤色巨星分枝にある。[7]

質量1～8 M☉

太陽よりも質量が大きく、かつ大きな恒星は、主系列に対流核を持つ。これらの恒星は、対流領域全体の水素を使い果たす前に、より質量の大きいヘリウム核を形成し、恒星のより大きな部分を占めるようになる。恒星内部の核融合は完全に停止し、核は収縮し、温度が上昇し始める。恒星全体が収縮し、温度が上昇し、核融合が起こらないにもかかわらず、放射光は実際に増加する。この状態は数百万年続き、核が十分に高温になり、殻内の水素が点火すると、温度と光度の上昇が逆転し、恒星は膨張し、冷却を始める。このフックは、これらの恒星において、主系列の終点であり、準巨星分枝の始まりであると一般的に定義される。[8]

質量が約2M☉以下の恒星の核は シェーンベルク・チャンドラセカール限界以下であるが、水素殻融合により核の質量は急速に増加し限界を超える。より質量の大きい恒星は、主系列を離れる時点で既にシェーンベルク・チャンドラセカール質量を超える核を持っている。星がフックを示す正確な初期質量と、シェーンベルク・チャンドラセカール限界を超える核を持って主系列を離れる正確な初期質量は、金属量と対流核のオーバーシュートの程度に依存する。金属量が低いと、低質量の核であっても中心部が対流的に不安定になり、オーバーシュートにより水素が枯渇したときに核が大きくなる。[7]

核がC-R限界を超えると、水素殻との熱平衡を保てなくなります。核は収縮し、恒星の外層は膨張して冷却されます。外層を膨張させるエネルギーによって、放射光は減少します。外層が十分に冷却されると、不透明になり、核融合殻の外側で対流が始まります。膨張は止まり、放射光は増加し始めます。これは、これらの恒星の赤色巨星分枝の始まりと定義されます。初期質量が約1～2  M ☉の恒星は、この時点より前に縮退したヘリウム核を形成する可能性があり、その結果、低質量の恒星と同様に赤色巨星分枝に入ります。[7]

核の収縮と外層の膨張は非常に急速で、わずか数百万年で起こります。この間に、恒星の温度は主系列時の6,000～30,000 Kから約5,000 Kまで低下します。この進化段階にある恒星は比較的少なく、HR図にはヘルツシュプルングギャップと呼ばれる明らかな欠落が見られます。これは、数億年から数十億歳の恒星団で最も顕著です。[9]

巨大な星々

約8～12  M ☉を超えると、金属量に応じて、恒星はCNOサイクルの核融合により主系列上に高温の巨大な対流核を持つ。中心核の水素が枯渇した直後、恒星が赤色巨星枝に到達する前に、水素殻核融合とそれに続く中心核ヘリウム核融合が始まる。このような恒星、例えば初期B主系列星は、超巨星になる前に、短期間で短縮された準巨星枝を経験する。この遷移中に、これらの恒星は巨星スペクトル光度クラスに割り当てられることもある。[10]

非常に質量の大きい O 型主系列星では、主系列から巨星、そして超巨星への遷移が非常に狭い範囲の温度と光度で起こり、中心核の水素融合が終わる前でさえも起こるため、準巨星クラスが使われることはほとんどない。 O 型星の表面重力 log(g) の値は、巨星で約 3.6 cgs、矮星で 3.9 である。[11] 比較のために、K 型星の一般的な log(g) の値は 1.59 (アルデバラン) と 4.37 ( α ケンタウリ B ) であり、log(g) が 3.47 のη ケフェウス座などの準巨星を分類する余地が十分に残されている。質量の大きい準巨星の例には、θ 2オリオン座 Aとδ Circini 系の主星があり、どちらも質量が 20  M ☉を超える O 型星である。

プロパティ

この表は、太陽の金属量（Z = 0.02）における、異なる初期質量を持つ恒星の主系列（MS）と準巨星分枝（SB）における典型的な寿命、および核の水素枯渇から殻燃焼開始までのフック持続時間を示しています。また、各恒星の準巨星分枝の開始時と終了時のヘリウム核質量、表面有効温度、半径、および光度も示されています。準巨星分枝の終了は、核が縮退した時点、または光度が増加し始めた時点と定義されます。[8]

一般に、金属量の低い星は、金属量の高い星よりも小さく、高温です。準巨星の場合、主系列の分岐点での年齢とコア質量が異なるため、状況は複雑になります。金属量の低い星は、主系列を離れる前にヘリウムコアが大きく発達するため、質量の低い星は準巨星分岐の始めにフック状の形状を示します。主系列の終わりにあるZ=0.001 (極限種族 II ) 1  M ☉の星のヘリウムコア質量は、Z=0.02 (種族 I ) の星のほぼ 2 倍です。金属量の低い星は、準巨星分岐の始めでは 1,000 K 以上高温で、2 倍以上明るくなります。温度差は準巨星分岐の終わりではそれほど顕著ではありませんが、金属量の低い星の方が大きく、4 倍近く明るくなります。他の質量を持つ星の進化にも同様の違いがあり、赤色巨星枝に到達せずに超巨星になる星の質量などの重要な値は、低金属量では低くなります。[8]

H-R図における準巨星

Hipparcosカタログ全体の H-R 図

ヘルツシュプルング・ラッセル（H-R）図は、X軸に温度またはスペクトル型、Y軸に絶対等級または光度をとった星の散布図です。すべての星のH-R図は、大多数の星と相当数の赤色巨星（そして十分に暗い星が観測された場合は白色矮星）を含む明確な対角線状の主系列帯を示し、図の他の部分には比較的少ない星しか存在しません。

準巨星は、主系列星の上（つまり、主系列星よりも明るい）かつ巨星の下の領域を占める。準巨星として過ごす時間は主系列や巨星として過ごす時間よりもはるかに短いため、ほとんどのHR図では準巨星の数は比較的少ない。高温のB型準巨星は主系列星とほとんど区別がつかないが、低温の準巨星は低温の主系列星と赤色巨星の間の比較的大きな隙間を埋めている。スペクトル型K3より下においては、主系列星と赤色巨星の間の領域は完全に空であり、準巨星は存在しない。[2]

主系列分岐と赤色巨星分岐の間に準巨星分岐を示す古い散開星団。若いM67分岐にフックがある[12]

恒星の進化の軌跡は、HR図上にプロットすることができます。特定の質量において、HR図は恒星の生涯における位置を描き、初期の主系列の位置から準巨星枝に沿って巨星枝へと進む軌跡を示します。星団など、すべて同じ年齢の星のグループに対してHR図をプロットすると、主系列の分岐点と赤色巨星枝の間にある帯状の星として、準巨星枝が見えることがあります。準巨星枝は、星団が十分に古く、1～8  M☉の恒星が主系列から進化した場合にのみ見えます。これには数十億年かかります。ω ・ケンタウリのような球状星団やM67のような古い散開星団は、十分に古いため、色等級図に顕著な準巨星枝が見られます。ω・ケンタウリは実際には複数の別々の準巨星枝を示しますが、その理由はまだ完全には解明されていませんが、星団内の異なる年齢の恒星種族を表していると考えられます。[13]

変動性

変光星には、準巨星を含むいくつかの種類があります。

太陽よりも質量の大きい準巨星は、セファイド 不安定帯を横切ります。これは、後に青いループで再びこの帯を横切る可能性があるため、最初の横切りと呼ばれます。2～3  M ☉の範囲では、 β Casなどのデルタ Scuti 変光星が含まれます。[14] より質量が大きい場合、星は不安定帯を横切る際に古典セファイド変光星として脈動しますが、質量の大きい準巨星の進化は非常に急速であるため、例を見つけるのは困難です。SV Vulpeculae は、最初の横切りで準巨星であると提案されましたが[15]、その後、2回目の横切りであると決定されました[16]。

惑星

準巨星の周りを公転する惑星には、ケプラー36 bとc、[17] [18] 、 TOI-4603 b [19]、HD 224693 bなどがあります。[20]

参考文献

  1. ^ Sandage, Allan; Lubin, Lori M.; Vandenberg, Don A. (2003). 「ヒッパルコス 視差に基づくG型およびK型準巨星の局所銀河円盤における最古の星の年齢」. Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 115 (812): 1187– 1206. arXiv : astro-ph/0307128 . Bibcode :2003PASP..115.1187S. doi :10.1086/378243. S2CID  7159325.
  2. ^ abc モーガン, ウィリアム・ウィルソン; キーナン, フィリップ・チャイルズ; ケルマン, エディス (1943). 『恒星スペクトル地図帳、スペクトル分類概要付き』 シカゴ大学出版局, イリノイ州.書誌コード:1943assw.book.....M. LCCN  43-2093.
  3. ^ グレイ、リチャード・O.；コルバリー、クリストファー（2009年）『恒星スペクトル分類』プリンストン大学出版局。Bibcode ：2009ssc..book.....G.
  4. ^ ガルシア、B. (1989)。 「MK標準星の一覧」。Centre de Données Stellaaires の情報速報。36 : 27。Bibcode :1989BICDS..36...27G。
  5. ^ Lèbre, A.; De Laverny, P.; De Medeiros, JR; Charbonnel, C.; Da Silva, L. (1999). 「リチウムと準巨星分枝における回転．I. 観測とスペクトル解析」.天文学と天体物理学. 345 : 936.書誌コード:1999A&A...345..936L.
  6. ^ エアーズ, トーマス・R.; サイモン, セオドア; スターン, ロバート・A.; ドレイク, スティーブン・A.; ウッド, ブライアン・E.; ブラウン, アレクサンダー (1998). 「ヘルツシュプルングギャップと銀河団における中質量巨星のコロナ」.アストロフィジカル・ジャーナル. 496 (1): 428– 448.書誌コード:1998ApJ...496..428A. doi : 10.1086/305347 .
  7. ^ abcd Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). 「恒星と恒星集団の進化」 . 『恒星と恒星集団の進化』 : 400. Bibcode :2005essp.book.....S.
  8. ^ abcde Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. (1998). 「Z = 0.0001～0.03の恒星進化モデル」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 298 (2): 525. Bibcode :1998MNRAS.298..525P. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .
  9. ^ Mermilliod, JC (1981). 「若い散開星団の比較研究 III – 経験的等時曲線とゼロ年齢主系列」.天文学と天体物理学. 97 : 235.書誌コード:1981A&A....97..235M.
  10. ^ Hurley, Jarrod R.; Pols, Onno R.; Tout, Christopher A. (2000). 「質量と金属量の関数としての恒星進化の包括的解析式」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 315 (3): 543. arXiv : astro-ph/0001295 . Bibcode :2000MNRAS.315..543H. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03426.x . S2CID  18523597.
  11. ^ Martins, F.; Schaerer, D.; Hillier, DJ (2005). 「銀河系O型星の恒星パラメータの新たな較正」.天文学と天体物理学. 436 (3): 1049– 1065. arXiv : astro-ph/0503346 . Bibcode :2005A&A...436.1049M. doi :10.1051/0004-6361:20042386. S2CID  39162419.
  12. ^ Sarajedini, Ata (1999). 「WIYN散開星団研究 III. 金属量と年齢によるレッドクランプの輝度と色の観測的変化」.天文学ジャーナル. 118 (5): 2321– 2326. Bibcode :1999AJ....118.2321S. doi : 10.1086/301112 .
  13. ^ パンチーノ、E.ムチャレッリ、A.スボルドン、L.ベラッツィーニ、M.パスキーニ、L.モナコ、L.フェラーロ、フランス (2011)。 「高分解能分光法で見たωケンタウリの亜巨大枝」。天文学と天体物理学。527 : A18. arXiv : 1012.4756。書誌コード:2011A&A...527A..18P。土井：10.1051/0004-6361/201016024。S2CID  54951859。
  14. ^ エアーズ、トーマス・R. (1984). 「明るいデルタ楯状変光星ベータカシオペヤの遠紫外線研究」IUE提案ID #DSGTA : 1747.書誌コード:1984iue..prop.1747A.
  15. ^ 幸運、RE;コフチュク、バーモント州。アンドリエフスキー、SM (2001)。 「SV キツネザル: セファイド星を初めて横断?」。天文学と天体物理学。373 (2): 589。書誌コード:2001A&A...373..589L。土井: 10.1051/0004-6361:20010615。
  16. ^ Turner, DG; Berdnikov, LN (2004). 「長周期セフェイドSV Vulpeculaeの交差モードについて」.天文学と天体物理学. 423 : 335– 340. Bibcode :2004A&A...423..335T. doi : 10.1051/0004-6361:20040163 .
  17. ^ カーター、ジョシュア A.;アゴル、エリック。チャップリン、ウィリアム J.バス、サルバーニ。寝具、ティモシー R.ブッチャベ、ラース A.クリステンセン・ダルスガード、ヨルゲン。デック、キャサリン・M。エルズワース、イヴォンヌ。ファブリッキー、ダニエル C.フォード、エリック B.フォートニー、ジョナサン J.ヘイル、スティーブン・J.ハンドバーグ、ラスムス。ヘッカー、サスキア (2012-08-03)。 「ケプラー 36: 隣接する軌道と異なる密度を持つ一対の惑星」。科学。337 (6094 ) : 556–559.arXiv : 1206.4718 。Bibcode :2012Sci...337..556C。doi :10.1126/science.1223269. ISSN  0036-8075. PMID  22722249. S2CID  40245894.
  18. ^ Vissapragada, Shreyas; Jontof-Hutter, Daniel; Shporer, Avi; Knutson, Heather A.; Liu, Leo; Thorngren, Daniel; Lee, Eve J.; Chachan, Yayaati; Mawet, Dimitri; Millar-Blanchaer, Maxwell A.; Nilsson, Ricky; Tinyanont, Samaporn; Vasisht, Gautam; Wright, Jason (2020-02-13). 「4つの動的に相互作用するケプラー系における拡散支援型赤外線トランジット測光法」.天文学ジャーナル. 159 (3): 108. arXiv : 1907.04445 . doi : 10.3847/1538-3881/ab65c8 . ISSN  1538-3881. S2CID  195874295.
  19. ^ Khandelwal, Akanksha; Sharma, Rishikesh; Chakraborty, Abhijit; Chaturvedi, Priyanka; Ulmer-Moll, Solène; Ciardi, David R.; Boyle, Andrew W.; Baliwal, Sanjay; Bieryla, Allyson; Latham, David W.; Prasad, Neelam JSSV; Nayak, Ashirbad; Lendl, Monika; Mordasini, Christoph (2023-04-01). 「準巨星TOI-4603の周囲に極めて高密度の巨大惑星を発見」. Astronomy & Astrophysics . 672 : L7. arXiv : 2303.11841 . Bibcode :2023A&A...672L...7K. doi : 10.1051/0004-6361/202245608 . ISSN  0004-6361.
  20. ^ 「惑星HD 224693 b」、太陽系外惑星百科事典。2018年2月1日アクセス

参考文献

  • Vassiliadis, E.; Wood, PR (1993). 「漸近巨星分岐の終点までの低質量・中質量星の質量損失を伴う進化」.アストロフィジカル・ジャーナル. 413 : 641.書誌コード:1993ApJ...413..641V. doi : 10.1086/173033 .
  • Pols, Onno R.; Schröder, Klaus-Peter; Hurley, Jarrod R.; Tout, Christopher A.; Eggleton, Peter P. (1998). 「Z = 0.0001～0.03における恒星進化モデル」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 298 (2): 525. Bibcode :1998MNRAS.298..525P. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .
  • Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). 「低質量・中質量星の進化軌跡と等時線：0.15～7 M?、Z=0.0004～0.03」.天文学・天体物理学補足シリーズ. 141 (3): 371– 383. arXiv : astro-ph/9910164 . Bibcode :2000A&AS..141..371G. doi :10.1051/aas:2000126. S2CID  14566232.
  • ヘリウム燃焼による主系列以降の進化
  • 長周期変光星 - ガイアミッションにおける周期光度関係と分類