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巨星きょせい

巨星きょせい[1]（きょせい、giant star[1]）とは、同おなじ表面ひょうめん温度おんどを持もつ主しゅ系列けいれつ星ぼしよりも半径はんけいおよび明あかるさが非常ひじょうに大おおきい恒星こうせいのことである。[2] 典型てんけい的てきには、巨星きょせいの半径はんけいは太陽たいようの10倍ばいから100倍ばい、明あかるさは10倍ばいから1000倍ばいである。巨星きょせいより明あかるい恒星こうせいは、超ちょう巨星きょせいや極ごく超ちょう巨星きょせいと呼よばれる[3][4]。高温こうおんで明あかるい主しゅ系列けいれつ星ぼしも巨星きょせいと呼よばれることがある[5]が、それを除のぞけば、巨星きょせいはヘルツシュプルング・ラッセル図ず（HR図ず）上じょうで主しゅ系列けいれつ星ぼし（スペクトル分類ぶんるいにおける光度こうど階級かいきゅうV）より上方かみがた（大おおきく明あかるい）に存在そんざいし、その光度こうど階級かいきゅうはIIあるいはIIIに相当そうとうする[6]。

太陽たいようクラスの星ほし（左ひだり）と赤色あかいろ巨星きょせいの内部ないぶ構造こうぞう。 ESO image.

形成けいせい

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恒星こうせいは、その中心ちゅうしん部分ぶぶんで核かく融合ゆうごう反応はんのうに使つかえるすべての水素すいそを使つかいつくした後のちに主しゅ系列けいれつを離はなれ、巨星きょせいとなる[6]。初期しょき質量しつりょうが太陽たいよう質量しつりょうのおよそ0.25倍ばい以下いかの恒星こうせいは巨星きょせいには進化しんかしない。そのような低質ていしつ量りょうの恒星こうせいは、その一生いっしょうのほとんどの期間きかんにおいて内部ないぶが対流たいりゅうでかきまぜられており、現在げんざいの宇宙うちゅう年齢ねんれいよりもはるかに長ながい1兆ちょう年ねん以上いじょうに渡わたって水素すいその核かく融合ゆうごう反応はんのうを続つづけることができる。しかし最終さいしゅう的てきには、恒星こうせい中心ちゅうしん部ぶは対流たいりゅうよりも放射ほうしゃでエネルギーを輸送ゆそうするようになるため、中心ちゅうしん部ぶでは核かく融合ゆうごうの原料げんりょうである水素すいそを使つかい尽つくし、中心ちゅうしん核かくを取とり巻まく殻から状じょうの部分ぶぶんで水素すいその核かく融合ゆうごう反応はんのうが続つづく。（0.16太陽たいよう質量しつりょうよりも重おもい恒星こうせいであればこの段階だんかいで膨張ぼうちょうを始はじめるが、それほど大おおきくはならない。）その後ご、中心ちゅうしん部ぶへの水素すいその供給きょうきゅうは完全かんぜんに断たたれ、その恒星こうせいはヘリウム白色はくしょく矮星となる[7]。

恒星こうせいの質量しつりょうが太陽たいよう質量しつりょうの0.25倍ばいよりも大おおきい場合ばあい、中心ちゅうしん部ぶでの核かく融合ゆうごうに使つかわれる水素すいそを使つかいつくした後のちには、中心ちゅうしん部ぶは収縮しゅうしゅくを始はじめる。水素すいその核かく融合ゆうごう反応はんのうはヘリウムに富とむ中心ちゅうしん部ぶの周囲しゅういを取とり巻まく殻からのような部分ぶぶんで進すすみ続つづけ、その外側そとがわは膨張ぼうちょうし温度おんどは低下ていかする。恒星こうせい進化しんかのこの段階だんかいは、HR図上ずじょうの準じゅん巨星きょせいと呼よばれるところにあたり、恒星こうせいの光度こうどは一定いっていのまま実効じっこう温度おんどが低下ていかする。最終さいしゅう的てきには恒星こうせいはHR図上ずじょうを巨星きょせい分ぶん枝えだに沿そって上のぼり始はじめる。このとき恒星こうせいは赤色あかいろ巨星きょせいと呼よばれる段階だんかいであり、表面ひょうめん温度おんどはほぼ一定いっていであるものの光度こうどと半径はんけいが劇的げきてきに増加ぞうかする。恒星こうせいの中心ちゅうしん部ぶは収縮しゅうしゅくを続つづけ、中心ちゅうしん部ぶの温度おんどは上昇じょうしょうする[8], § 5.9.。

主しゅ系列けいれつ星ぼし段階だんかいでの恒星こうせいの質量しつりょうがおよそ0.5太陽たいよう質量しつりょう以下いかの場合ばあい、中心ちゅうしん部ぶの温度おんどはヘリウムの核かく融合ゆうごう反応はんのうに必要ひつような温度おんどには達たっしないと考かんがえられている[9], p. 169.。したがって、水素すいその核かく融合ゆうごう反応はんのうが起おきている赤色あかいろ巨星きょせいのまま進化しんかし、その後ご白色はくしょく矮星となる[8], § 4.1, 6.1.。

恒星こうせいがそれより重おもい場合ばあいには中心ちゅうしん部ぶの温度おんどが1億おく度どに達たっし、ヘリウムが核かく融合ゆうごう反応はんのうを起おこして炭素たんそと酸素さんそを作つくるトリプルアルファ反応はんのうが進行しんこうする[8],§ 5.9, chapter 6.。この反応はんのうによって生しょうじる熱ねつによって恒星こうせいの中心ちゅうしん核かくは膨張ぼうちょうする。これにより、水素すいその核かく融合ゆうごう反応はんのうが起おきていた中心ちゅうしん核かくの外側そとがわでは圧力あつりょくが下さがり、エネルギー生成せいせい効率こうりつが減少げんしょうする。これによって恒星こうせいの光度こうどは減少げんしょうするとともに恒星こうせいの外側そとがわは収縮しゅうしゅくし、HR図上ずじょうでは巨星きょせい分ぶん枝えだを離はなれる[10]。その後ごの進化しんかは、恒星こうせいの質量しつりょうに依存いぞんする。非常ひじょうに大だい質量しつりょうの星ほしでなければ、HR図上ずじょうの水平すいへい分ぶん枝えだへと移行いこうする[8], chapter 6.。もし恒星こうせいが太陽たいよう質量しつりょうの8倍ばいよりも軽かるければ、中心ちゅうしん部ぶのヘリウムを使つかい尽づくした後のちはその中心ちゅうしん核かくの周囲しゅういでヘリウムの核かく融合ゆうごう反応はんのうが続つづく。このとき再ふたたび恒星こうせいの光度こうどは上昇じょうしょうし、漸近ぜんきん巨星きょせい分ぶん枝えだ星ぼしとなってHR図上ずじょうの漸近ぜんきん巨星きょせい分ぶん枝えだを上のぼっていく。恒星こうせいがその質量しつりょうの大だい部分ぶぶんを放出ほうしゅつしたのち、その中心ちゅうしん部ぶは炭素たんそと酸素さんそからなる白色はくしょく矮星となる[8], § 7.1–7.4.。

炭素たんその核かく融合ゆうごう反応はんのうが可能かのうになるほど重おもい星ほしの場合ばあい（およそ太陽たいよう質量しつりょうの8倍ばい以上いじょう）[8], p. 189、その進化しんか過程かていは大おおきく異ことなる。恒星こうせいの光度こうどは主しゅ系列けいれつを離はなれた後のちも大おおきくは増加ぞうかせず、色いろは赤あかくなる。これらの星ほしは赤色あかいろ超ちょう巨星きょせいとなるか、あるいは恒星こうせい風ふうによる質量しつりょうの喪失そうしつによって青色あおいろ超ちょう巨星きょせいとなる[11], pp. 33–35;  [3]。最終さいしゅう的てきに、これらの星ほしは酸素さんそとネオンからなる白色はくしょく矮星になるか、あるいは重力じゅうりょく崩壊ほうかい型がた超新星ちょうしんせいを経へて中性子星ちゅうせいしせいかブラックホールになる[8], § 7.4.4–7.8.。

巨星きょせいの例れい

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よく知しられた巨星きょせいには以下いかのものがある。

比喩ひゆ

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転てんじて、偉人いじんの比喩ひゆとしても用もちいられることがあり、そういった人物じんぶつの死亡しぼうを「巨星きょせい墜（お）つ」と表現ひょうげんすることがある。

出典しゅってん

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  1. ^ a b 『シリーズ現代げんだいの天文学てんもんがく別巻べっかん 天文学てんもんがく辞典じてん』（第だいI版ばん第だいI刷すり）日本にっぽん評論ひょうろん社しゃ、88頁ぺーじ頁ぺーじ。ISBN 978-4-535-60738-5。 
  2. ^ Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  3. ^ a b supergiant, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line, accessed May 15, 2007.
  4. ^ hypergiant, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line, accessed May 15, 2007.
  5. ^ Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
  6. ^ a b giant, entry in The Facts on File Dictionary of Astronomy, ed. John Daintith and William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5th ed., 2006. ISBN 0-8160-5998-5.
  7. ^ The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (June 10, 1997), pp. 420–432. Bibcode: 1997ApJ...482..420L . doi:10.1086/304125.
  8. ^ a b c d e f g Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
  9. ^ Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.
  10. ^ Giants and Post-Giants, class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University.
  11. ^ Blowing Bubbles in the Cosmos: Astronomical Winds, Jets, and Explosions, T. W. Hartquist, J. E. Dyson, and D. P. Ruffle, New York: Oxford University Press, 2004. ISBN 0-19-513054-5.
  12. ^ Alcyone, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  13. ^ Alcyone at Jim Kaler's STARS, accessed on line May 16, 2007.
  14. ^ Thuban, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  15. ^ Sigma Octantis, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  16. ^ αあるふぁ Aurigae Aa, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  17. ^ Pollux, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.
  18. ^ Mira, entry in SIMBAD, accessed May 16, 2007.

関連かんれん項目こうもく

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外部がいぶリンク

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