赤色巨星

赤色巨星は、恒星進化の後期段階にある、低質量または中質量（おおよそ太陽質量の0.3～8倍[ M ☉ ]）の明るい巨星です。外層大気は膨張して希薄であるため、半径は大きく、表面温度は約5,000  K [K] (4,700 °C; 8,500 °F) 以下になります。赤色巨星の外観は黄白色から赤橙色で、スペクトル型ではK型、M型、時にはG型、そしてS型星やほとんどの炭素星も含まれます。

赤色巨星はエネルギーを生成する方法が異なります。

よく知られている明るい星の多くは、明るく、比較的ありふれた存在であるため、赤色巨星です。K0 RGB星のアークトゥルスは36光年離れており、最も近いM型巨星であるガクルクスは88光年離れています。

赤色巨星は通常、惑星状星雲を形成し、その寿命の終わりには 白色矮星になります。

特徴

近くのテキストと「赤色巨星としての太陽」のセクションを参照してください。
太陽の構造（左）と、将来赤色巨星になる可能性（右；縮尺は正確ではありません）を比較した図。右下の挿入図は大きさの比較を示しています。

赤色巨星は、中心核の水素を使い果たし、中心核を取り囲む殻の中で水素の熱核融合反応を開始した恒星です。半径は太陽の数十倍から数百倍です。しかし、外層は太陽よりも温度が低いため、黄色がかったオレンジ色をしています。外層のエネルギー密度が低いにもかかわらず、赤色巨星はその巨大なサイズのため、太陽よりも何倍も明るくなります。赤色巨星分枝の恒星は、最大で太陽の約3000倍の光度（L☉ ）を持ちます。スペクトル型がK型またはM型の恒星の表面温度は3,000～4,000  K（太陽の光球温度が約温度は6,000 K）、半径は太陽の約200倍（R ☉）まで及ぶ。水平分枝の星はより高温で、光度の範囲は75  L ☉前後と狭い。漸近巨星分枝の星の光度は、赤色巨星分枝のより明るい星と同程度から、熱脈動期の終わりには数倍の明るさになる。

漸近巨星分枝の星には、CN型と後期CR型の炭素星が含まれます。これらは、炭素やその他の元素がドレッジアップと呼ばれる現象によって星表面に対流して生成されるものです。[ 1 ]最初のドレッジアップは赤色巨星分枝における水素殻燃焼中に発生しますが、表面に大量の炭素を生成しません。2番目、そして時には3番目のドレッジアップは、漸近巨星分枝におけるヘリウム殻燃焼中に発生し、十分な質量を持つ星では炭素が星表面に対流して発生します。

赤色巨星の恒星の縁は、多くのイラストに描かれているのとは異なり、はっきりと定義されていません。むしろ、外層の質量密度が非常に低いため、このような恒星は明確な光球を持たず、恒星の本体は徐々に「コロナ」へと移行していきます。[ 2 ]最も低温の赤色巨星は、分子線、放射特性、そして時には特に熱的に脈動するAGB星からのメーザーなど、複雑なスペクトルを持っています。 [ 3 ]観測により、赤色巨星の光球の上に高温の彩層が存在するという証拠も得られており、[ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]彩層形成の加熱メカニズムを調査するには、赤色巨星の3Dシミュレーションが必要です。[ 7 ]

赤色巨星のもう一つの注目すべき特徴は、太陽のような恒星の光球に多数の小さな対流細胞（太陽顆粒）があるのに対し、赤色巨星の光球には、赤色超巨星と同様に、少数の大きな細胞しかなく、その特徴が両方のタイプの恒星に共通する明るさの変化を引き起こしていることである。[ 8 ]

進化

テキストを参照
この画像は、太陽のような恒星の生涯を、フレームの左側の誕生から数十億年後の右側の赤色巨星への進化まで追跡しています。

赤色巨星は、質量が約 0.3 M ☉から約 8  M ☉の範囲の 主系列星から進化します。[ 9 ]星間物質中の崩壊する分子雲から最初に形成されるとき、星は主に水素とヘリウムを含み、微量の「金属」（天体物理学では、水素とヘリウム以外のすべての元素を指します）が含まれます。これらの元素はすべて、星全体で均一に混合されています。星の中心核が水素1 （主要な同位体）の融合を開始するのに十分な温度（数百万ケルビン）に達し、静水力平衡が確立すると、星は主系列に「進入」します。（天体物理学では、星の融合はしばしば「燃焼」と呼ばれ、水素の融合は「水素燃焼」と呼ばれることがあります。）主系列の寿命を通じて、星は中心核の水素をゆっくりとヘリウムに融合します。主系列星の寿命は、中心核の水素がほぼ全て核融合した時点で終わります。太陽の場合、主系列星の寿命は約100億年です。質量の大きい星は燃料を不釣り合いなほど速く燃焼するため、質量の小さい星よりも寿命が短くなります。[ 10 ]

恒星が核内の水素燃料をほぼ使い果たすと、核の核反応率が低下し、核が生成する放射と熱圧力も低下します。これらの放射と熱圧力は、恒星の重力収縮を支えています。恒星はさらに収縮し、（理想気体の法則で説明されるように）恒星内部の圧力と温度が上昇します。最終的に、核の周囲の「殻」層が水素を核融合させるのに十分な温度に達し、それ自身の放射と熱圧力を生成します。これにより、恒星の外層が「再膨張」し、膨張を引き起こします。[ 11 ]水素燃焼殻は、鏡像原理と呼ばれる状況をもたらします。殻内の核が収縮すると、殻の外側の層は膨張しなければなりません。これを引き起こす詳細な物理プロセスは複雑です。それでも、この挙動は、殻構造を持つ恒星において重力エネルギーと熱エネルギーの同時保存則を満たすために必要です。核融合が不足しているため、中心核は収縮して加熱され、そのため恒星の外層は大きく膨張し、殻融合による余分なエネルギーの大部分を吸収します。この冷却と膨張の過程は準巨星段階です。恒星の外層が十分に冷却されると対流が始まり、恒星の膨張は停止し、光度が増加し始め、ヘルツシュプルング・ラッセル（H-R）図の赤色巨星枝を上昇していきます。[ 10 ] [ 12 ]

地球から観測された恒星ミラAの宇宙望遠鏡画像。ガスと塵の雲は、画像中央に集中した白っぽい光によって照らされており、中心付近には青と黄色のかすかな光が見える。雲は恒星の直接的な視界を遮り、その向きによって恒星の光によって前方または後方から照らされている。恒星と観測者の間にある厚い暗雲の一部は、恒星からの光を部分的に遮っているため、際立っている。雲が光を吸収・散乱させるため、画像は端に向かって急速に暗くなり、最初は徐々に暗く赤みを帯び、端に近づくにつれてほぼ完全に黒くなる。
ミラAは古い星であり、すでにその外層を宇宙に放出している。

赤色巨星枝に沿って移動する恒星の進化経路は、恒星の質量に依存する。太陽や質量約2M☉  [ 13 ]未満の恒星では、核は電子の縮退圧力によってそれ以上の崩壊を防げるほど十分に高密度になる。核が縮退すると、およそ1000Kの温度に達するまで加熱され続ける。1 × 10 8  K は、トリプルアルファ過程を経てヘリウムを炭素に融合し始めるのに十分な高温です。縮退したコアがこの温度に達すると、コア全体がほぼ同時にヘリウム融合を開始し、いわゆるヘリウムフラッシュが発生します。より質量の大きい星では、崩壊中のコアが縮退するのに十分な密度になる前にこの温度に達するため、ヘリウム融合はよりスムーズに開始され、ヘリウムフラッシュは発生しません。[ 10 ]星の一生におけるコアのヘリウム融合段階は、金属の少ない星では水平枝と呼ばれます。これは、これらの星が多くの星団の H-R 図でほぼ水平な線上に位置するためです。一方、金属が豊富なヘリウム融合星は、H-R 図のいわゆるレッドクランプ上に位置しています。[ 14 ]

同様のプロセスは、中心核のヘリウムが使い果たされて恒星が再び収縮するときにも起こり、殻の中のヘリウムの融合が始まります。同時に、燃えているヘリウム殻のすぐ外側の殻で水素の融合が始まることがあります。これにより、恒星は漸近巨星枝、つまり第2の赤色巨星段階に移行します。[ 15 ]ヘリウムの融合により、炭素–酸素核が形成されます。約8  M ☉未満の恒星は、縮退した炭素–酸素核で融合を始めることはありません。[ 13 ]その代わりに、漸近巨星枝段階の終わりに、恒星は外層を放出し、中心核が露出した惑星状星雲を形成し、最終的に白色矮星になります。外殻の放出と惑星状星雲の生成により、恒星の進化における赤色巨星段階は最終的に終了します。[ 10 ]赤色巨星期は、太陽質量の恒星の場合、典型的には合計で約10億年しか続かず、そのほぼすべてが赤色巨星枝で過ごされる。水平枝期と漸近巨星枝期は、その数十倍の速さで進行する。

恒星の質量が約0.2～0.5  M ☉の場合、[ 13 ] M5Vより前の赤色矮星は、赤色巨星になるのに十分な質量を持つものの、ヘリウムの核融合を開始するには不十分な質量しか持ちません。[ 9 ]これらの「中間」恒星は、いくらか冷却して光度を増しますが、赤色巨星枝の先端やヘリウムコアフラッシュに達することはありません。赤色巨星枝の上昇が終わると、漸近巨星枝後期の恒星のように外層を吹き飛ばし、白色矮星になります。

赤色巨星にならない星

非常に低質量の星は完全に対流しており[ 16 ] [ 17 ]、最長1 兆年[ 18 ]にわたって水素をヘリウムに融合し続け、最終的に星全体のごく一部だけが水素になることがあります。より質量の大きい主系列星と同様に、この間明るさと温度は着実に増加しますが、所要時間の長さから、温度は最終的に約 50%、明るさは約 10 倍に増加します。最終的にヘリウムのレベルは、星が完全に対流しなくなるまで増加し、中心核に閉じ込められた残りの水素はわずか数十億年で消費されます。質量によっては、水素殻燃焼の間、温度と明るさがしばらく増加し続け、星は太陽よりも高温になり、形成時よりも数十倍明るくなることがありますが、まだ太陽ほど明るくはありません。さらに数十億年後には、水素殻燃焼が続いているにもかかわらず、明るさが低下し、温度が下がり始めます。これらは冷たいヘリウム白色矮星となる。[ 9 ]

非常に質量の大きい星は超巨星へと進化し、H-R図上で水平方向に進化の軌跡を辿ります。右端は赤色超巨星です。赤色超巨星は通常、 II型超新星としてその生涯を終えます。最も質量の大きい星は、巨星や超巨星にならずにウォルフ・ライエ星になることもあります。[ 19 ] [ 20 ]

惑星

居住可能性の見通し

伝統的に、恒星が赤色巨星に進化すると、その惑星系が存在する場合、居住不可能になると考えられてきましたが、いくつかの研究では、 赤色巨星枝に沿った1M☉の恒星の進化の過程で、2天文単位（AU）で数十億年、約1億年で居住可能な領域が存在する可能性があることが示唆されています。9AUほど離れており、おそらく生命が適切な世界で発達するのに十分な時間があるだろう。赤色巨星段階を過ぎると、そのような恒星にはハビタブルゾーンが存在するだろう。7 AU と 22 AUでは、さらに 10 億年生存できる可能性がある。[ 21 ]その後の研究ではこのシナリオが改良され、1  M ☉ の恒星の場合、ハビタブルゾーンは、火星と同程度の軌道を周回する惑星の場合は 1 億年、太陽から土星までの距離を周回する惑星の場合は 2 億 1000 万年持続することが示された。木星と同距離を周回する惑星の場合は最大 (3 億 7000 万年) となる。しかし、木星と土星と同等の軌道を周回する 0.5  M ☉ の恒星の惑星は、ハビタブルゾーンにそれぞれ 58 億年と 21 億年存在し、太陽よりも質量の大きい恒星の場合は、その時間はかなり短くなる。[ 22 ]

惑星の拡大

2023年までに、数百個の巨大惑星が巨大な恒星の周囲に発見された。[ 23 ]しかし、これらの巨大惑星は、太陽型の恒星の周囲に発見された巨大惑星よりも質量が大きい。これは、巨大恒星が太陽よりも質量が大きいため（質量の小さい恒星はまだ主系列にあり、巨大恒星にはなっていない）、質量の大きい恒星にはより質量の大きい惑星があると予想されるためである可能性がある。しかし、巨大恒星の周囲に発見された惑星の質量は、恒星の質量とは相関しない。そのため、恒星が赤色巨星の段階で惑星の質量が増加している可能性がある。惑星の質量の増加は、部分的には恒星風による集積によるものである可能性があるが、はるかに大きな影響は、巨大恒星が惑星の軌道距離まで膨張したときに、ロッシュ・ローブのオーバーフローによって恒星から惑星への質量移動が引き起こされると考えられる。 [ 24 ] （多重星系における同様のプロセスが、ほとんどの新星およびIa型超新星の原因であると考えられている。）

例

よく知られている明るい星の多くは赤色巨星です。なぜなら、それらは明るく、比較的ありふれた存在だからです。赤色巨星分枝変光星ガクルクスは、最も近いM型巨星で、88光年離れています。[ 25 ] K1.5赤色巨星分枝星アークトゥルスは、36光年離れています。[ 26 ]

赤色巨星分枝

レッドクランプ巨星

漸近巨大枝

赤色巨星としての太陽

太陽は約50億年で主系列を終え、赤色巨星へと変化し始める。 [ 29 ] [ 30 ]赤色巨星になった太陽は非常に大きくなり（現在の半径の200倍以上：約215 R ☉ ;約 1  AU）で水星、金星、そしておそらく地球を飲み込むと予想されています。成長するにつれて質量の38%を失い、白色矮星へと消滅します。[ 31 ]

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