赤色巨星（レッドジャイアント）とは｜定義・特徴・代表例（アルデバラン・ベテルギウス）と太陽の将来

赤色巨星とは何かを定義と特徴、代表例（アルデバラン・ベテルギウス）や太陽の50億年後の未来までやさしく解説

赤色巨星とは、太陽の2分の1から10倍程度の質量を持つ巨大な星である。名前の由来は、表面温度が比較的低く光が赤っぽく見える点と、半径が非常に大きく膨張している点にある。典型的には表面温度はおよそ3000–5000Kで、光度は太陽の数十倍から数千倍に達し、内部では中心核の水素が枯渇した後に殻での核融合が進行している。

定義と進化過程

赤色巨星は、恒星の進化段階の一つで、主系列星（現在の太陽のように中心で水素を核融合している段階）を終えた後に現れる。中心核の水素が燃え尽きると核が収縮して高温になり、核の外側の殻で水素核融合が起きるようになる。その結果、外層が大きく膨張して冷え、赤く見える。質量によってその後の経路は異なり、低〜中質量星（およそ0.5〜8–10太陽質量）は赤色巨星（RGB→ヘリウム核融合→非対称巨星（AGB））を経て最終的に白色矮星になる。一方、より重い星は赤色超巨星（レッドスーパージャイアント）となり、最後に超新星爆発を起こすことがある。

主な特徴

• 大きな半径と高い光度：半径は数十〜数百倍、光度は太陽の数十〜数万倍になることがある。
• 低い表面温度：スペクトル型は主にK型・M型で赤色に見える（約3000–5000K）。
• 中心核の状態：中心での水素は枯渇し、殻での水素燃焼や、ある段階ではヘリウムの三重α反応（ヘリウム核融合）が始まる。
• 対流と混合（でれ上がり現象）：内部の対流によって深い層の物質が表面に混ざり出し、炭素やヘリウムなどの元素組成が変化することがある。
• 強い質量損失（恒星風）：大きな恒星風で物質を失い、最終的に惑星状星雲を作って白色矮星を残す例が多い。質量損失率は段階によって10^-7〜10^-4太陽質量/年程度まで増えることがある。
• 変光性：多くの赤色巨星は脈動や大気の不安定性で明るさが変わる（例：ミラ型変光星）。

代表例（観測でよく知られる星）

アルデバラン、アークトゥルスは典型的な赤色巨星で、肉眼でも明るく見える。ベテルギウスは非常に大きく明るい赤い星で、質量が大きいため厳密には「赤色超巨星」として扱われることが多いが、赤色に膨張した進化段階の代表例としてしばしば挙げられる。ミラ（ミラ型変光星）は長周期変光星の典型で、明るさが周期的に大きく変動する。これらの星はいずれも赤色巨星（または赤色超巨星）に特有の物理現象を観測する重要な対象である。

太陽の将来

現在、私たちの太陽は主系列星にあり、中心で水素を燃やしている。しかし、今から約50億年後（数十億年オーダー）には水素が中心で枯渇して赤色巨星の段階に入ると考えられている（これは多くの研究者の標準的なモデルに基づく）。その段階での特徴は次の通りである：

• 半径は現在の数十〜数百倍に膨張すると予測され、場合によっては直径で今の約100〜200倍程度に達するモデルもある。
• 水星や金星を飲み込む可能性が高い。地球も飲み込まれるかどうかは詳細な潮汐相互作用や質量損失の見積もりによって結論が変わるため確定できないが、最悪のシナリオでは地球が恒星の外層に呑み込まれる可能性が指摘されている。一方で、太陽が大気を失うことで地球の軌道が外側に移る可能性もあるため、結論は不確実である。
• その後、太陽はヘリウム核融合を経てAGB相を迎え、最終的に外層を放出して惑星状星雲を作り、中心に白色矮星（質量はおよそ0.5–0.7太陽質量）を残すと考えられている。

観測と天文学的役割

赤色巨星はその明るさとスペクトルの特徴から、銀河内で恒星進化を研究するうえで重要な指標となる。AGB星は重元素やホウ素・炭素などの元素を宇宙に供給して化学進化に寄与する。また、赤色巨星のパルスや質量損失過程を通じて恒星内部物理の理解が深まる。近年は高分解能干渉計やスペクトル観測で表面の不均一性や塵の形成、質量損失の詳しい様子が観測されている。

まとめ

赤色巨星は、質量が比較的中等級の恒星が進化の後期に示す段階で、低温で膨張した外層、高い光度、強い質量損失や変光性などの特徴を持つ。アルデバランやアークトゥルスのような星はその代表例で、ベテルギウスやミラはより極端な例や変光星として注目される。私たちの太陽もやがては赤色巨星の段階を迎え、最終的に白色矮星へと向かう運命にあると考えられている。

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