極超巨星（ハイパージャイアント）とは：定義・特徴・代表例（UY Scuti, NML Cygni）

ハイパージャイアント（光度階級0）とは、質量と光度が極端に大きく、かつ激しい質量放出（強い恒星風や不安定な外層の剥離）を示すことが多い星を指す用語です。厳密な定義は学術的に完全に一本化されておらず、光度、スペクトル特徴、質量損失率、スペクトル線幅など複数の観測的指標を総合して分類されます。

定義と位置づけ

ハイパージャイアントは、一般的に同じ「超巨星」と呼ばれる階級よりさらに極端な性質をもつ個体群を指します。光度階級は0やIa+などで表現され、ヒトの可視光で非常に明るく、恒星進化の晩期（大質量星の進化段階）に現れることが多いです。これらは横軸に有効温度、縦軸に光度を取るHR図上の高光度領域に位置します。

主な特徴

• 非常に高い光度：太陽の数万倍から数十万倍の光度を持つことがある。
• 大きな半径：赤色超巨星のハイパージャイアントは数百〜数千太陽半径に達する可能性がある。
• 強い質量損失：典型的には年率で10⁻⁶〜10⁻⁴ M☉/年、突発的な大規模放出を起こす個体もある。
• 不安定性と変光：脈動、スペクトルの変化、突発的な明るさの増減（アウトバースト）を示しやすい。
• 希少性：大質量で進化が速いため、宇宙に存在する個体数は非常に少ない。
• 進化的終末：超新星やハイパーノヴァにつながる可能性があり、重元素の供給源となる。

分類（色・スペクトル型）

ハイパージャイアントは色やスペクトル型によってさらに分類され、代表的には以下のようなグループがあります。

• 青色ハイパージャイアント（高温、O〜B型）— 非常に高光度で強い放出線を伴うことがある（例：いくつかのルミナス・ブルー・バリアブル）。
• 黄色ハイパージャイアント（F〜G型）— スペクトルに特徴的な広い吸収線や不安定性を示すことがある（例：ρ Casなど）。
• 赤色ハイパージャイアント（K〜M型）— 極端に大きな半径を持ち、強い分子吸収や塵の形成を伴うことが多い（例：UY ScutiやNML Cygni）。

代表例（大きさ・不確かさについて）

観測上は距離の不確かさや恒星の大気が“拡張”していることにより、半径の推定に大きな誤差が生じます。そのため「最も大きい星」という主張は更新されやすく、複数の候補が並びます。

最もよく知られている候補の一つが、スクーティ座UY（UY Scuti）です。観測と解釈によっては、スクーティ座UYの半径は太陽の数百〜千数百倍（論文や測定法によって約1000〜1700 R☉程度の幅）と推定されています。半径の差は距離推定、同定した光度、及び恒星外層の定義（どの層を「半径」とみなすか）によるところが大きいです。

もう一つの代表的な赤色ハイパージャイアントが、NML Cygni（太陽の約1,650倍程度の幅とされることがある）です。NML Cygniは厚い塵の殻や分子雲を伴い、赤外線や電波での観測が重要になります。これらの星は非常に明るく見える一方で、外層が光学的に厚くなるため可視光での直接的な半径測定は難しいことが多いです。

寿命と進化

ハイパージャイアントの寿命は非常に短く、太陽の約100億年に比べて数百万年〜数千万年と見積もられます（質量が大きいほど進化は速い）。進化の過程で強い質量損失を経て、最終的には超新星爆発やブラックホール形成などの劇的な終焉を迎えることが多いです。進化の道筋は初期質量や金属量、回転速度、二重星相互作用などに大きく依存します。

観測上の注意点・限界

• 半径や光度の推定は距離の不確かさに敏感。測距精度の向上（例えばパルサルやGAIAによる測定）は分類に影響する。
• 外層の拡張や分子・塵の存在により、可視光で見える“辺縁”が曖昧になり、実効半径の定義が測定法で変わる。
• スペクトル分類では質量損失の証拠（幅の広い放出線やP Cygni型プロファイル）を重視するが、これも時間変動する。

まとめ

ハイパージャイアントは高光度・大質量・高質量損失率を特徴とする、進化の非常に短い希少な大質量星の総称です。代表例としてはスクーティ座UYやNML Cygniが挙げられますが、どの星が「最大」と言えるかは観測手法や距離の不確かさに左右されます。天文学では観測技術の進歩に伴い分類や候補が随時更新されており、ハイパージャイアントの性質を理解することは大質量星の最終段階と宇宙における重元素生成の理解に直結します。

スペクトラム

その中には、発光性青色変光星（LBV）と黄色超巨星の2つの特殊なグループがあります。これらのタイプはいずれも非常に珍しく、天の川銀河では数例しか存在しません。これらのタイプが非常に珍しいのは、それぞれのタイプが急速にこの段階を通過するからだと思われる。

ピストル星：LBVピストル星とピストル星雲のフォールスカラー画像

安定性

星の明るさは質量に比例して大きくなるため、超巨星の明るさはエディントン限界に非常に近い値になることが多い。これは、星の重力の力と外への放射圧が等しくなる光度である。

これは、超巨星の光球を通過する放射束が、光球を持ち上げるほどの強さになる可能性があることを意味する。エディントン限界を超えると、星は大量の放射線を発生させ、外層の一部が大爆発を起こして飛び散ってしまいます。そうなると、より高い輝度で長時間輝くことができなくなってしまいます。

連続体風の有力な候補は、これまでに観測された中で最も重い星の一つである「りゅうこつ座イータ星」である。質量は太陽質量の約130倍、光度は太陽の400万倍である。Eta Carinaeは時折、エディントン限界を超えることがあります。前回は、1840年から1860年に観測された爆発だったかもしれない。これは、通常の星風が許容するよりもはるかに高い質量損失率に達したものである。

りゅうこつ座イータ星の大爆発を説明するもう一つの説は、深い位置で流体力学的な爆発が起こり、星の外層の一部が吹き飛ばされるというものです。これは、エディントン限界以下の明るさの星でも、内層の熱対流が十分でないために、密度反転が起きて大爆発を起こす可能性があるというものです。しかし、この理論はあまり検討されておらず、実際に起こりうるかどうかは不明である。

りゅうこつ座の大星雲、りゅうこつ座Eta Carinaeを囲む

質問と回答

Q:超巨大星とは何ですか?

Q: 超巨星とどう違うのですか?

Q:最も大きい超巨星は何ですか?

Q: 「NML Cygni」とは何ですか?

Q: UY Scutiとは何ですか?

Q: なぜ、超巨星の寿命は短いのですか?

Q: 超巨星は簡単に見つかるのですか?

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