平凡社 世界大百科事典

超巨星

光度が著しく大きく,ヘルツシュプルング=ラッセル図上で各スペクトル型の最上部を占めている星である。これらの星は光度階級Ⅰに分類され,その光度は太陽の103倍から106倍以上に達するものもある。しかし,スペクトル分類では超巨星に分類されない星でもO型主系列星,Of型星,ウォルフ=ライエ星,Be型星など超巨星に匹敵する光度の星もある。超巨星は主系列から進化した星で,その大きさが星としての上限に達したものと考えることができる。A.S.エディントンは星自身の重力により中心に向かう力よりも放射圧による外向きの力が大きくなると星は不安定となり,重力加速度が星の半径の2乗に逆比例することから,これにより星の大きさの上限が決まると考えた。事実,今日知られている超巨星はすべてこの〈エディントン限界〉よりも小さい。しかし同時にこの〈エディントン限界〉にまで達するほど大きな星もほとんど知られていない。このことは放射圧以外にも不安定性の原因があることを意味し,大気中の乱流運動による乱流圧の効果などが重要と考えられている。事実,超巨星のスペクトルはその大気中で大規模な乱流運動やガス流出などが起こっていることを示すものが多く,また時間的変動を示すものも多い。超巨星は光度,半径のみならず一般にその質量も大きく,最大では太陽質量の100倍にも達するものと考えられている。このような大質量星の進化はきわめて早く,太陽質量の20倍の星が主系列にとどまる時間は約107年,100倍の星では約3×106年程度にすぎず,これらの星が主系列を離れた後の進化の時間尺度はさらに短い。このことは現在知られている超巨星はごく最近誕生した星であることを意味する。一般に超巨星の存在は最近における活発な恒星誕生をあとづけるものとして銀河進化の解明にとっても重要である。また超巨星の光度が大きいため遠くにあってもよく観測でき,銀河系構造の解明にも重要な役割を果たした。さらにある種の超巨星の絶対等級は一定と考えられるので,これらの超巨星を種々の銀河で観測することにより,これら銀河までの距離を決定することが可能であり,これは宇宙スケールを決定する有力な方法の一つとなっている。代表的な超巨星として,ベテルギウス,デネブ,アンタレスなどがある。

辻 隆