LBV（高光度青色変光星）とは — Sドラダス型の特徴・明るさ変動と進化

LBV（高光度青色変光星）とSドラダス型の特徴、激しい明るさ変動と進化過程を図解で解説。希少な超巨星の謎と超新星との関係を探る。

LBV（高光度青色変光星）は、進化の後期にある非常に質量の大きな恒星で、スペクトルや明るさに予測困難で時に劇的な変化を示します。典型的には高い光度と強い質量放出（強風や突発的な噴出）を伴い、周囲に濃厚な星周環や散逸物質を作ることが多いのが特徴です。

名称と分類

この種の不安定な恒星は別名でS Doradus変光星とも呼ばれます。実際、代表的な例であるS Doradusは、大マゼラン星雲の中で最も明るい星の一つとして知られています。LBVは非常に希少で、S Dor型として登録されている星は変光星総合カタログでわずか約20個ほどに限られ、そのうちいくつかは現在ではLBVとは見なされていない可能性もあります。

観測される変化と振る舞い

静穏な状態では、LBVは典型的なB型のスペクトルを示し、しばしば特異なスペクトル線や輝線を伴います（たとえば、強い水素輝線や金属の輝線）。これらの星はヘルツシュプルング・ラッセル図法上で「エスドラドゥスの不安定帯」と呼ばれる領域に位置することが多く、以下のような多段階の変動を示します。

• 短周期の微小変光 — 数日〜数十日のスケールで振幅の小さい変化。
• S Dor型変光（長期変光） — 数年〜数十年のスケールで1等級程度までの明るさ変動を示し、その際に表面温度が変化してスペクトル型が大きく変わることがある。
• 巨大噴出（巨視的爆発） — 稀だが非常に明るく大質量を放出する事象（例：ヒア・カリーナの記録的噴出に類似）。これらは「スーパー・アウトバースト」や「スーパー・フィアクター」として観測され、いわゆる“supernova impostor（超新星の偽装）”現象を引き起こすことがある。

物理的性質

LBVは非常に高光度で、最も暗いものでも光度は太陽の約25万倍（温度約1万K）に達し、最も明るいものは温度約2万5千K、光度は太陽の100万倍以上に達します。これらは恒星として最も明るいクラスに属します。変動に伴い見かけの温度や半径が変化するため、同一星でもスペクトル型がB型からA型のように変わることがあります。

質量放出率は静穏時でも非常に大きく、噴出時にはさらに増大して10^-3〜10^-1太陽質量に相当する物質が放出される場合があります（通常の強風段階では10^-5〜10^-4 M☉/年程度）。強い放射圧と不安定な内部構造がこれらを駆動すると考えられています。

進化と最終運命

LBVは大質量星の進化過程の一段階であり、主系列を離れた後に現れることが多いです。理論的にはLBV段階を経てさらに質量を失い、最終的にウルフ・ライエ星（Wolf–Rayet）へと移行する可能性があります。ただし、どのLBVがどのような経路をたどって超新星に至るかは未解決の問題であり、超新星との関係も一様ではありません。あるLBVは直接超新星（特にIIn型のような強い星周物質との相互作用を伴う超新星）を起こす前段階である可能性が示唆されていますが、確定的な結論は出ていません。

周辺環境と観測的手がかり

多くのLBVは自らの噴出で作られた塵やガスの殻（星周リングやバブル）を持ち、これが赤外線や可視光での観測に重要な手がかりを与えます。スペクトル線形状の変化（例えばP Cygni型プロファイル）や、急激な明るさ上昇・下降、極端な色変化などがLBV候補を同定するための重要な指標です。

まとめ

LBV（高光度青色変光星）は高光度・高質量・高不安定性を特徴とする希少な恒星群で、長期の明るさ変動や突発的な大噴出、強い質量喪失を示します。観測的に重要なのは、その変動が恒星進化や超新星前段階の理解に直結する可能性がある点です。現在も観測と理論の両面で研究が進められており、個々の事象の詳細なモニタリングが重要です。

質問と回答

Q: ルミナスブルー変数とは何ですか?

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Q: LBVはどのように珍しいのですか?

Q: 「静止」状態のLBVはどのような星ですか?

Q: LBVはヘルツシュプルング・ラッセル図ではどこにあるのですか?

Q: LBVはどのくらい明るいのですか?

Q: LBVと超新星の関係は?

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