黄色極超巨星
ヘルツシュプルング・ラッセル図における固有変光星のタイプ。セファイド不安定帯より上（つまりより明るい）の黄色極超巨星を示す。

黄色極超巨星（YHG）は、A型からK型のスペクトル型に属する、広がった大気を持つ大質量の恒星で、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）が約-9と、肉眼で見ると最も明るい恒星の一つであるが、最も希少な恒星の一つでもあり、天の川銀河全体でわずか20個、そのうち6個は単一の星団に集中している。O型や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。

分類

「極超巨星」という用語は1929年には既に使われていましたが、現在極超巨星として知られている恒星には使われていませんでした。[ 1 ]極超巨星は光度クラス 「0」で定義され、Ia型の最も明るい超巨星よりも高い光度を持ちます。[ 2 ]しかし、極超巨星と呼ばれるようになったのは1970年代後半のことです。[ 3 ] 1979年には、他の高輝度で質量を失う高温の恒星についても、極超巨星の別の基準が提案されましたが、[ 4 ] 低温の恒星には適用されませんでした。1991年には、カシオペヤ座ロー星が初めて黄色極超巨星として記述され、[ 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の中で、明るい恒星の新しいクラスとして分類されたと考えられます。[ 6 ]

極超巨星という用語の定義は曖昧であり、光度クラス0は極超巨星用であるが、より一般的にはIa-0やIa +という代替の光度クラスで指定される。[ 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面 など、表面重力に敏感な様々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は大きくなり、したがって光度も高くなることが多い。[ 8 ] 低温の恒星では、777.4 nmのOIなどの観測される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 ]

黄色極超巨星を決定的に識別する天体物理学的手法の一つに、いわゆるキーナン・スモリンスキー基準がある。この基準では、全ての吸収線が、明るい超巨星に予想される範囲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を示す必要がある。さらに、少なくとも1つの広がったHα成分も存在する必要がある。また、これらの星は、強い輝線と吸収線が組み合わさった、非常に複雑なHαプロファイルを示すこともある。[ 10 ]

黄色極超巨星の用語法は、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、青色極超巨星や低密度太陽風（LBV）よりも低温で、十分に明るく不安定な恒星すべてを指し、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、M31とM33に含まれる高輝度のA型およびF型の恒星で低密度太陽風ではないものにも使用されており、[ 12 ]より一般的には黄色極超巨星にも使用されています。[ 13 ]

特徴

1933年から2015年までのカシオペヤ座ρ星の視光曲線

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。この領域では星は比較的少なく、それらの星も一般に不安定である。スペクトルと温度の範囲は、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、高温側で黄色の進化的空隙によって境界が定められており、この明るさの星はここで極めて不安定になり、激しい質量損失を経験する。この黄色の進化的空隙によって黄色極超巨星と明るい青色変光星が分けられているが、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。温度の下限では、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 ☉（例えば、212,000  L ☉のV382 Carinae）以上、ハンフリー・デイビッドソン限界の約600,000  L ☉以下と、かなり狭い。可視光域の中央で光度がピークに達するため、絶対等級は-9または-9.5程度で、最も明るい恒星として知られている。[ 5 ]

黄色超巨星は大きく、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、不規則に脈動しており、温度と明るさに小さな変動が生じる。これにより質量損失率が非常に高くなり、恒星の周囲には星雲が見られることが多い。[ 16 ]時折、大規模な爆発が起こり、恒星が一時的に見えなくなることがある。[ 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。観測されている黄色超巨星のほとんどは赤色超巨星段階を経て、より高温へと進化しているが、主系列から赤色超巨星への最初の短い遷移段階にあるものもいくつか観測されている。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 青色超巨星の温度以上に冷却されることはない。正確な質量範囲は金属量と自転に依存する。[ 18 ]黄色超巨星が初めて冷却するのは 60  M ☉かそれ以上の大質量星である可能性があるが[ 15 ]、赤色超巨星を過ぎた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、そしてナトリウムをはじめとするいくつかの重元素が表面で著しく増加しています。主系列後期の恒星に予想されるように、炭素と酸素は減少し、ヘリウムが増加しています。

進化

黄色超巨星は明らかに主系列から進化しており、核の水素は枯渇している。黄色超巨星の大部分は、青色超巨星の段階を経て青色超巨星へと進化していると考えられている[ 14 ]。一方、より安定しており光度の低い黄色超巨星は、初めて赤色超巨星へと進化している可能性が高い。黄色超巨星の中で最も明るいHD 33579は、現在青色超巨星から赤色超巨星へと膨張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、太陽の15倍以上の質量を持つ、初期には高温の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せないという点でも、二重に希少である。実際、同程度の明るさの赤色超巨星と比較して、観測される黄色超巨星の数が少なかったことさえ、単純な星進化モデルで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」を繰り返す可能性があり、大気の大部分を放出するが、実際には青色超巨星の段階に達することはなく、それぞれが最大数十年しかかからない。逆に、黄色超巨星のように見えるものの中には、「失われた」LBVのように、冷たい擬似光球に覆われた高温の星が存在する可能性がある。[ 14 ]

青色超巨星の超新星の親星が最近発見されたことで、黄色極超巨星の段階から恒星が直接爆発する可能性があるのか​​という疑問も浮上している。[ 20 ] 黄色超巨星の親星となる可能性のある超新星はいくつか発見されているが、いずれも質量と光度が比較的低く、極超巨星ではないようだ。[ 21 ] [ 22 ] SN 2013cuはIIb型超新星で、その親星は直接明瞭に観測されている。この恒星は8,000 K（7,730 °C; 13,940 °F）付近で進化し、ヘリウムと窒素に富む物質の質量損失が著しくなっている。光度は不明だが、このような特性を持つのは黄色極超巨星か爆発的な発光を示す青色変光星のみであると考えられる。[ 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、最終的には多くの星が黄色ボイドを通り抜けて低質量低光度の明るい青色変光星になり、その後ウォルフ・ライエ星になる可能性があると示唆されています。 [ 24 ] 具体的には、より質量の大きい星や、自転や高金属量のために質量損失率が高い星は、黄色超巨星の段階を過ぎて、コア崩壊に達する前により高温に進化します。[ 25 ]

構造

IRAS 17163-3907は、おそらくすべての黄色極超巨星を取り囲んでいる放出物質がはっきりと見える黄色極超巨星です。

現在の恒星の物理モデルによれば、黄色極超巨星は放射核とそれを囲む対流層を持つはずである。一方、太陽サイズの恒星は放射核とそれを囲む対流層を持つ。[ 26 ] 極めて高い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層に囲まれている。結果として生じる星雲の一例として、IRAS 17163-3907（通称「目玉焼き」）が挙げられ、わずか数百年で太陽質量の数倍もの物質を放出している。[ 29 ]

黄色超巨星は、最も明るい赤色超巨星が青みがかった方向に進化する中で、進化の過程で予想される段階ですが、異なる種類の恒星を代表している可能性もあります。爆発中のLBVは非常に高密度の恒星風を帯びているため、下にある青色超巨星はほとんど変化していないにもかかわらず、擬似光球を形成し、より大きく冷たい恒星のように見えます。これらの恒星の温度範囲は、8,000 K (7,730 °C; 13,940 °F) 付近と非常に狭いことが観測されています。21,000 K (20,700 °C; 37,300 °F) 付近で起こる双安定性のジャンプでは、青色超巨星の恒星風は数倍の密度になり、さらに冷たい擬似光球を形成す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でください）を横切る光度直下にはLBVは観測されませんが、LBVは存在し、擬似光球のために黄色超巨星として現れると理論づけられています。[ 30 ]

既知の黄色極超巨星

画像の中央にある明るい黄色の星が黄色極超巨星HR 5171 A です。
黄色極超巨星HR 5171 Aを含む連星系の想像図

天の川銀河

他の銀河では

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