赤色巨星分枝

赤色巨星分枝（RGB）

赤色巨星分枝（Red Giant Branch, RGB）は、恒星が主系列での一生を終えた後に進化する過程で、ヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）上で特定の領域に位置する恒星の集まりを指します。この進化段階にある恒星は、「赤色巨星分枝星」と呼ばれます。

概要

主系列星は中心部で水素をヘリウムに変換する核融合を行いますが、中心核の水素が枯渇すると、その周囲の殻状の領域で水素燃焼が始まります。この水素殻燃焼のエネルギーによって恒星は大きく膨張し、表面温度は低下するため、HR図上ではより低温で光度の高い領域へと移動します。この段階が赤色巨星分枝です。この進化段階の恒星の内部は、核融合反応を起こしていないヘリウムでできた中心核と、その外側を取り囲む水素燃焼殻から構成されています。放出される光エネルギーは、この水素殻でのCNOサイクルによる核融合反応によって生み出されています。スペクトル分類では主にK型やM型に分類され、同じスペクトル型を持つ主系列星（赤色矮星）に比べてはるかに明るいのが特徴です。

研究史

20世紀初頭にHR図が導入されたことで、赤い色の恒星の中に、暗い矮星と明るい巨星という異なるグループが存在することが明らかになりました。「赤色巨星分枝」という言葉自体は1940年代から50年代にかけて使われるようになりましたが、当初はHR図上の赤色巨星領域全体の総称でした。主系列後の進化や白色矮星への収縮といった基本的な理解は進んでいましたが、様々なタイプの巨星の内部構造の詳細はまだ不明でした。1967年には、赤色巨星分枝を他の巨星分枝と区別するため「第一巨星分枝 (first giant branch) 」という用語が使われ、これは現在も使われています。1968年には、より明るく変光する恒星の集まりに対して「漸近巨星分枝 (asymptotic giant branch, AGB) 」という用語が導入されました。1970年頃までには、HR図上の赤色巨星領域が、準巨星分枝、赤色巨星分枝、水平分枝、漸近巨星分枝といった異なる進化段階に対応する集まりで構成されていること、そしてそれらの関連性が広く理解されるようになりました。現代の恒星物理学では、恒星の内部プロセスを詳細にモデル化し、これらの進化段階をより正確に再現する研究が進んでいます。

進化の詳細

太陽質量の約0.4倍から12倍程度の恒星は、中心の水素を使い切ると水素殻燃焼の段階に入り、赤色巨星へと進化します。この段階の進化経路は主に恒星の質量によって決まりますが、金属量も影響します。

主系列を終えた恒星はまず準巨星分枝の段階に入ります。中心核はヘリウムで構成され、その周囲で水素殻燃焼が始まります。低質量星では、中心核のヘリウムが縮退するまでこの段階が続きます。この間、水素殻燃焼で生成されるエネルギーは星を維持するのに必要なエネルギーよりも大きく、余剰分が星を膨張させるために使われます。その結果、表面温度は下がりますが、光度はあまり増加しません。質量が太陽程度の星では、中心核のヘリウムが縮退し質量が増加すると、中心核が収縮・加熱され、水素殻燃焼率が大きく増加します。これにより星は急激に明るくなり、赤色巨星分枝の始まりに至ります。質量が太陽の2倍程度の星では、中心核が縮退する前にシェーンベルグ＝チャンドラセカール限界に達し、中心核が収縮・加熱します。この過程で、星は赤色巨星分枝へと冷えていくにつれて一時的に光度が低下します。その後、外層が不透明になり冷却が止まり、水素殻燃焼率が上昇して赤色巨星分枝の段階に入ります。この準巨星段階の短い期間に対応するのが、若い星団のHR図に見られるヘルツシュプルングの間隙です。

赤色巨星分枝のふもとにある星は、約5,000 K程度の表面温度を持ち、K型からM型のスペクトルを示します。光度は恒星の質量によって異なり、太陽の数倍から数千倍に及びます。水素殻燃焼が進むにつれて、中心核のヘリウム質量は増加し、温度が上昇します。中心核の温度上昇は水素殻燃焼を加速させ、結果として星はより明るく、大きくなり、表面温度はやや低下します。これが「赤色巨星分枝を上昇する」という進化過程です。

赤色巨星分枝を上昇する間に、いくつかの内部現象が起こります。恒星が膨張するにつれて外側の対流層が深部まで到達し、かつて核融合が起きていた中心部で生成された物質が表面に運び出されます。これは第1ドレッジアップと呼ばれ、表面の元素組成（特にヘリウム、炭素、窒素、酸素の比率）を変化させます。また、HR図上の赤色巨星分枝には、RGBバンプと呼ばれる星の集まりが見られることがあります。これは、深い対流によって生じた水素存在量の不連続性が原因で、この不連続点では水素殻でのエネルギー生成が一時的に減少し、進化速度が遅くなるため、多くの星がこの領域にプロットされるために生じます。

赤色巨星分枝先端（TRGB）は、赤色巨星分枝を上昇する恒星が到達する光度とサイズの限界です。縮退したヘリウム中心核を持つ星は、ここでヘリウム核融合を開始するのに十分な温度に達します。TRGBに到達する恒星は、中心核の質量が約0.5太陽質量とほぼ一定であり、非常に似通った光度と温度を持ちます。このため、TRGB星は遠方の天体までの距離を測るための標準光源として利用されています。TRGBの絶対等級は約-3等、有効温度は金属量に依存しますが、太陽と同じ金属量の星で約3,000 K、金属量の少ない星で4,000 K近くなります。光度は太陽の2000倍から2500倍程度とされています。近年では、赤外線波長でのTRGBの利用が進んでいます。

赤色巨星分枝からの離脱

TRGBに到達した縮退したヘリウム中心核は、ヘリウムフラッシュと呼ばれる爆発的な核融合を開始します。このエネルギーは主に中心核の縮退を解除するために消費され、星の外部にはほとんど影響が現れません。ヘリウムフラッシュ後、中心核の縮退が解けると、星全体の光度は低下し、有効温度は上昇して水平分枝と呼ばれる次の進化段階へ移行します。ヘリウムフラッシュを起こす際の中心核の質量は、恒星全体の質量に関わらずほぼ同じであるため、水平分枝上の恒星の光度もほぼ同じになります。金属量が太陽に近い恒星の場合、ほとんどの水平分枝星は似た温度と光度になり、HR図上でレッドクランプと呼ばれる密集した集団を形成します。

一方、初期質量が太陽の約2倍よりも重い恒星は、赤色巨星分枝上でヘリウム中心核が縮退しません。これらの星は、TRGBに到達してヘリウムフラッシュを起こす前に、トリプルアルファ反応に十分な高温に達し、中心核でヘリウム核融合を開始します。この時点で、これらの星は赤色巨星分枝を離れてブルーループと呼ばれる進化経路を辿り、漸近巨星分枝へと移行します。質量がわずかに重い星は短いブルーループを描き、赤色巨星分枝と区別がつきにくい漸近巨星分枝に至りますが、さらに重い星は高温で明るい領域まで大きくブルーループを描き、古典的セファイド変光星として脈動変光を示すこともあります。

質量損失

中質量星は主系列や準巨星段階ではわずかな質量しか失いませんが、赤色巨星段階ではかなりの質量を放出します。太陽に似た恒星が失う質量は、水平分枝に達したときの温度や光度に影響するため、レッドクランプの特徴からヘリウムフラッシュ前後の質量差を推定することができます。TRGBに達するまでに、恒星は約0.2～0.25太陽質量程度を失うと推定されており、その大部分はヘリウムフラッシュ直前の数百万年間に放出されます。

ヘリウムフラッシュ前に赤色巨星分枝を離脱するような大質量星の質量損失は、直接的に測定するのがより困難です。しかし、ケフェイド変光星のような恒星は、連星であったり脈動星であったりするため、現在の質量を比較的正確に決定できます。進化モデルとの比較から、これらの星は約20パーセントもの質量を失ったと考えられており、その多くはブルーループ中、特に不安定帯を通過する間に失われたと推測されています。

変光

かつては、振幅の大きな変光星（ミラ型、半規則型、L型）の多くは漸近巨星分枝星や超巨星であると考えられており、赤色巨星分枝星自体はあまり変光しないとされていました。しかし、20世紀末の研究から、M型の巨星は全て小さな振幅（0.01等級以上）で変光すること、晩期K型巨星も同様に変光する可能性が高いことが明らかになりました。これらの変光星の中にはTRGBに近い明るい星も含まれており、全てがAGB星であるとは考えられなくなりました。これらの変光星は、振幅が大きいほどゆっくりと脈動するという周期と振幅の関係を示していました。

21世紀に入り、マイクロレンズサーベイによって多数の恒星の精密な測光データが得られるようになると、非常に小さな振幅の新しいタイプの変光星が多数発見されました。これらは周期と光度の関係において、密接に並んだリッジ状の領域を形成しており、OSARG (OGLE Small Amplitude Red Giant variables) と呼ばれるようになりました。OSARGは、振幅が数千分の1等級、周期が10～100日程度の半周期変光星です。OSARGは大小マゼラン雲や銀河系の中心バルジ方向の観測で多数検出され、赤色巨星分枝星と漸近巨星分枝星の両方に存在することが確認されました。

赤色巨星分枝星のOSARGは、恒星の動径脈動モデルにおける第1、第2、第3倍音モードに対応する周期-光度関係に従うことが示されています。しかし、変光の半規則性から、非動径モードの脈動も存在すると考えられています。これらの脈動の励起原因はまだ完全には解明されていませんが、太陽類似振動と同様に、確率論的な対流が原因である可能性が示唆されています。

OSARG以外にも、赤色巨星分枝星ではいくつかの種類の変光が発見されています。数百日から数千日という長い周期でより大きな振幅を示す長い二次周期や、楕円状変光などです。長い二次周期の原因は不明ですが、質量の小さな伴星との相互作用が関与している可能性が考えられています。楕円状変光は連星系で起こるとされており、歪んだ形状の星が軌道運動することで厳密な周期的な変光を示すと考えられています。

参考文献

Vassiliadis, E.; Wood, P. R. (1993). “Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss”. Astrophysical Journal 413: 641.
Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). “Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M☉, and from Z=0.0004 to 0.03”. Astronomy and Astrophysics Supplement Series 141 (3): 371-383.

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