S型星 – 日本語百科事典辞書

S-type_star
S型星は（または単に星S）クール巨人のほぼ等しい量に炭素と酸素の雰囲気です。このクラスは、1922年にPaul Merrillによって、異常な吸収線と分子バンドを持つ星のために定義されました。現在、s過程要素が原因であることがわかっています。一酸化ジルコニウム（ZrO）のバンドは、S星の特徴です。
Wわし座は、ハッブル宇宙望遠鏡によって解決され
た密接な仲間を持つ
S型星とミラ型
変光星です。
炭素星は、その大気中の酸素よりも多くの炭素を持っています。クラスMの巨星など、ほとんどの星では、大気は炭素よりも酸素が豊富であり、酸素が豊富な星と呼ばれます。S型星は、炭素星と通常の巨星の中間にそれらは2つのクラスに分類できます。1つは固有のS星で、スペクトルは融合生成物とs過程要素の表面への対流によるものです。そして外因性によって形成されるSの星、物質移動におけるバイナリシステム。
固有のS型星は、漸近巨星分枝の最も明るい部分にあり、100万年未満続く生命の段階です。多くは長周期変光星です。外因性のS星は、光度が低く、寿命が長く、振幅が小さい半規則変光星または不規則変光星であることがよくS星は比較的まれであり、内因性S星は、同等の光度の漸近巨星分枝星の10％未満を形成しますが、外因性S星は、すべての赤色巨星のさらに小さな割合を形成します。

コンテンツ
1 スペクトル機能
2 分類スキーム
2.1 カンマ表記 2.2 元素強度 2.3 スラッシュ表記 2.4 アスタリスク表記 2.5 標準星
3 形成
3.1 固有のS星 3.2 外因性S星
4 分布と数
5 プロパティ
6 質量損失とほこり
7 例
8 参考文献

スペクトル機能
クールな星、特にクラスMは分子バンドを示し、酸化チタン（II）（TiO）が特に強い。これらのクールな星のごく一部は、それに対応して酸化ジルコニウム（ZrO）の強いバンドも示しています。視覚スペクトルにはっきりと検出可能なZrOバンドが存在することが、S型星の定義です。
主なZrOシリーズは次のとおりです。
αシリーズ、464.06 nm、462.61 nm、および461.98nmの青色
βシリーズ、555.17nmおよび571.81nmの黄色
γシリーズ、647.4 nm、634.5 nm、および622.9nmの赤色
S星の元々の定義は、ZrOバンドは低分散写真スペクトルプレートで簡単に検出できるはずでしたが、より現代的なスペクトルでは、ZrOがはるかに弱い多くの星を識別できます。通常のクラスM星の中間にあるMS星は、ほとんど検出できないZrOを持っていますが、それ以外は通常のクラスMスペクトルを持っています。炭素星中間SCスター、弱い又は検出不可能のZrOを有するが、強いナトリウムD線と検出弱いC 2組のバンド。
S星のスペクトルは、通常のMクラスの巨人とは他の違いも示しています。クールジャイアントの特徴的なTiOバンドは、同じ温度のM星と比較して、ほとんどのS星で弱く、一部では完全に存在しません。YOバンド、Sr Iライン、Ba IIライン、LaOバンドなどのs過程同位体に関連する機能、およびナトリウムDラインはすべてはるかに強力です。ただし、VOバンドは存在しないか、非常に弱いです。 s過程中性子捕獲の結果として、第5周期元素テクネチウム（Tc）からのスペクトル線の存在も予想されますが、S星のかなりの部分はTcの兆候を示し強いTc線を持つ星は、テクネチウム星と呼ばれることもあり、クラスM、S、C、または中間のMSとSCの場合が
一部のS星、特にミラ型変光星は、強い水素輝線を示します。H β放射は、しばしば、異常に強いの他の行と比較されるバルマー系列正常Mスターで、これは、そうでなければH希薄になるのTiOバンドの弱点に起因するβ放出を。

分類スキーム
スペクトルクラスSは、1922年に最初に定義され、多くの長周期変光星（ミラ型変光星を意味します）と同様の固有のスペクトルを持つ星を表します。スペクトルの吸収線の多くは異常であると認識されましたが、それらに関連する元素は不明でした。ZrOによるものとして現在認識されている吸収帯は、S型スペクトルの主要な特徴として明確にリストされています。当時、クラスMは数値サブクラスではなく、Ma、Mb、Mc、Mdに分けられていましたが、新しいクラスSは、輝線の存在に応じて、SまたはSeのいずれかに単純に残されていました。Se星はすべてLPVであり、S星は不変であると考えられていましたが、その後例外が発見されました。例えば、π 1 Gruisは今であることが知られている準正変数。
S型星の分類は、利用可能なスペクトルの解像度の進歩、より多くのS型星の発見、およびさまざまなクールな発光巨大スペクトルタイプ間の関係のより良い理解を反映するために、最初の導入以来数回改訂されています。。

カンマ表記
1954年のSスター分類の形式化により、SX、Y形式の2次元スキームが導入されました。たとえば、Rアンドロメダ座はS6，6eとしてリストされています。
Xは温度クラスです。これは、1（実際にリストされている最小のタイプはS1.5ですが）から9までの数字であり、M1からM9のシーケンスにほぼ対応する温度スケールを表すことを目的としています。温度クラスは、実際には、ZrOおよびTiOバンドの強度を推定し、大きい方の強度と小さい方の半分の強度を合計することによって計算されます。
Yはアバンダンスクラスです。また、ZrOバンドとTiOバンドの比率に温度クラスを掛けて割り当てられる、1から9までの数字です。この計算により、通常、切り捨てて存在量クラスの桁を与えることができる数値が得られますが、これはより高い値に変更されます。
6.0 –7.5は6にマップします
7.6 –9.9は7にマップされます
10.0 –50は8にマップ
> 50は9にマップ
実際には、強度値は主観的であり、異なる条件下で取得されたスペクトルから再現することは不可能であるため、新しい星のスペクトルタイプは標準星を参照して割り当てられます。
S星がより綿密に研究され、スペクトルの背後にあるメカニズムが理解されるようになるにつれて、いくつかの欠点が明らかになりました。ZrOとTiOの強度は、温度と実際の存在量の両方の影響を受けます。S星は、炭素よりもわずかに豊富な酸素から、酸素よりもわずかに豊富な炭素までの連続体を表しています。炭素が酸素よりも豊富になると、遊離酸素は急速にCOに結合し、ZrOとTiOの存在量が劇的に低下するため、一部の星では指標として不十分になります。豊富なクラスはまた、その雰囲気中の酸素よりも多くの炭素を持つ星のために使用できなくなります。
この形式のスペクトル型は、S星に見られる一般的な型であり、おそらく最も一般的な形式です。

元素強度
S星の分類の最初の主要な改訂では、1桁の存在量クラスが完全に放棄され、ZrとTiの明示的な存在量強度が優先されます。したがって、R Andは、通常の最大値で、S5e Zr5Ti2のスペクトル型でリストされます。
1979年、Akeは、ZrO、TiO、およびYOバンド強度に基づいてアバンダンスインデックスを定義しました。1から7までのこの一桁は、MSスターからSCスターへのC / O比の増加による移行を表すことを目的としていました。スペクトル型は依然として明示的なZrおよびTi強度値でリストされており、存在量指数は標準星のリストに個別に含まれていました。
豊富な指標基準と推定C / O比
豊度指数基準 C / O比
1 TiO≫ZrOとYO<0 .90
2 TiO≥ZrO≥2×YO0 .90
3 2×YO≥ZrO≥TiO0 .93
4 ZrO≥2×YO> TiO0 .95
5 ZrO≥2×YO、TiO = 0
> 0 .95 6 ZrOが弱く、YOおよびTiO = 0 〜1 7 CSと炭素星
> 1

スラッシュ表記
豊富インデックスはすぐに採用され、SCの星に存在量を差別、1から10まで実行するように拡張されました。これは、ZrとTiの存在量を分離するよりも、スペクトル型の一部として引用されるようになりました。以前に放棄された存在量クラスと区別するために、温度クラスの後にスラッシュ文字を付けて使用したため、RAndのスペクトルクラスはS5 / 4.5eになりました。
新しいアバンダンスインデックスは直接計算されませんが、いくつかのスペクトル特徴の相対強度から割り当てられます。これは、0.95未満から約1.1までのC / O比のシーケンスを厳密に示すように設計されています。主に10 6豊富インデックス7を介してMSの星から存在インデックス1のZrO及びTiOバンドフォームの相対的な強さのシーケンスは、SCの星であるとZrOは、ナトリウムD線の相対強度弱くまたは存在せず、C Sバンド使用されている。アバンダンスインデックス0は使用されておらず、アバンダンスインデックス10は炭素星Cx、2と同等であるため、これも表示されません。
豊富な指標基準と推定C / O比
豊度指数基準 C / O比
MS 最強のYOバンドとZrOバンドが表示されます
1 TiO≫ZrOとYO<0 .95
2 TiO> ZrO 0 .95：
3 ZrO = TiO、YO強い0 .96
4 ZrO> TiO0 .97
5 ZrO≫ TiO0 .97
6 ZrOが強い、TiO = 00 .98
7（SC） ZrOが弱く、Dラインが強い0 .99
8（SC）いいえのZrO又はC 2、D線非常に強いです
1 .00 9（SC） C 2は非常に弱く、Dラインは非常に強い
1 .02 10（SC） C 2が弱い、Dラインが強い 1 .1：
温度クラスの導出も洗練されており、ZrOとTiOの合計強度に加えてライン比が使用されています。MS星および存在指数1または2の星については、M星と同じTiOバンド強度基準を適用できます。530.5nmと555.1nmでの異なるZrOバンドの比率は、アバンダンスインデックス3と4、および低温でのLaOバンドの突然の出現に役立ちます。Baの比率II及びSr Iのラインは、同じインデックスでとZrOとTiOが弱いか、645.6 nmおよび645.0 nmの缶でブレンド機能の比率がなけれ9に存在インデックス7を有する炭素リッチ星のために有用です温度クラスを割り当てるために使用されます。

アスタリスク表記
分類スキームが異なり、MS、S、およびSCスターの全範囲にわたって一貫したクラスを割り当てるのが難しいため、他のスキームが使用されることがたとえば、新しいS / MS、カーボン、およびSCスターの調査では、アスタリスクで示された2次元スキーム（S5 * 3など）を使用しています。最初の桁はクラスMシーケンスを近似するためのTiO強度に基づいており、2番目の桁はZrO強度のみに基づいています。

標準星
この表は、さまざまな時点で分類された、いくつかの有名なS星のスペクトル型を示しています。ほとんどの星は可変で、通常はミラ型です。可能な場合、表は最大輝度でのタイプを示していますが、特にAkeタイプのいくつかは最大輝度ではないため、後のタイプになっています。ZrOおよびTiOのバンド強度も、公開されている場合は表示されます（xはバンドが見つからなかったことを示します）。アバンダンスが正式なスペクトルタイプの一部である場合、アバンダンスインデックスが表示されます。
異なる分類スキームの下でのスペクトルタイプの比較
星キーナン（1954）
キーナンら（1974）
明（1979）
Keenan-Boeshaar （1980）
Rアンドロメダ座 S6，6e： Zr4 Ti3 S4，6e S8e Zr6 4 S5 / 4.5e Zr5 Ti2
Xアンドロメダ座 S3，9e Zr3 Ti0 S2，9e： S5.5e Zr4 5 S5 / 4.5e Zr2.5 Tix
RRアンドロメダ座 S7，2e： Zr2 Ti6.5 S6，2e： S6.5e Zr3 Ti6 2 S6 / 3.5e Zr4 + Ti4
Wわし座 S4，9： Zr4 Ti0 S3，9e：
S6 / 6e Zr6 Ti0
BDきりん座 S5，3 Zr2.5 Ti4
S3.5 Zr2.5 Ti3 2 S3.5 / 2 Zr2 + Ti3
BHクルシス
SC8，6：
SC4.5 / 8-e Zr0 Tix Na10：
はくちょう座 S7，1e： Zr0-2 Ti7 S7，2e S9.5 Zr3 Ti9 1 S6 + / 1e = Ms6 + Zr2 Ti6
R Cygni S3.5，9e： Zr3.5 Ti0 S3，9e S8e Zr7 Ti3： 4 S5 / 6e Zr4 Tix
Rジェミノラム S3，9e： Zr3 Ti0 S3，9e S8e Zr5 5 S4 / 6e Zr3.5 Tix

形成
S型星には2つの異なるクラスが固有のS型星。そして外因性のS星。テクネチウムの存在は、2つのクラスを区別するために使用され、固有のS型星にのみ見られます。

固有のS星

2としてステラ特性 M ☉太陽メタリックが
巨大赤に沿って進化を
TP-AGB Sスターした後になるように
炭素星
固有のS型星は、熱パルス漸近巨星分枝（TP-AGB）星です。AGB星は不活性な炭素-酸素コアを持ち、内側のヘリウムシェルと外側の水素シェルの両方で核融合を起こします。彼らは大きくてかっこいいMクラスの巨人です。ヘリウム殻からの閃光によって生成された熱パルスは、星の上層内で強い対流を引き起こします。これらのパルスは、星が進化するにつれて強くなり、十分に重い星では、対流が十分に深くなり、2つのシェルの間の領域から表面に融合生成物を浚渫します。これらの融合製品には、炭素およびs過程要素が含まれます。 s過程元素には、ジルコニウム（Zr）、イットリウム（Y）、ランタン（La）、テクネチウム（Tc）、バリウム（Ba）、およびストロンチウム（Sr）が含まれ、これらはZrOと特徴的なSクラススペクトルを形成します。 YO、LaOバンド、Tc、Sr、Baライン。S星の大気は、0.5から<1の範囲の炭素対酸素比を持っています。炭素の濃縮は、炭素の存在量が酸素の存在量を超えるまで、その後の熱パルスで継続します。COと酸化物の形成が減少します。これらの星は中間のSCスペクトルを示し、さらに炭素が濃縮されると炭素星になります。

外因性S星
S-プロセスにおける中性子捕獲によって生成テクネチウム同位体は、99 Tcが、それは恒星大気200，000の周りの年の半減期を有します。星が形成されたときに存在する同位体は、それが巨星になるまでに完全に崩壊し、AGB星に浚渫された新しく形成された99 Tcは、AGBフェーズが終了するまで存続し、赤色巨星にとって困難になります。テクネチウムなしでその大気中に他のs過程要素を持つこと。テクネチウムに富む物質や他の浚渫された元素が、連星系の固有のS型星から、より小さな進化の少ないコンパニオンに移動することによって、テクネチウムのないS型星が形成されます。数十万年後、99 Tcは崩壊し、炭素やその他のs過程元素が豊富なテクネチウムフリーの星が残ります。この星がG型またはK型の赤色巨星であるか、またはなると、バリウム星として分類されます。ZrO吸収帯がスペクトルに現れるのに十分な温度（約Mクラス）に進化すると、S型星として分類されます。これらの星は外因性S星と呼ばれます。

分布と数
スペクトルクラスがSの星は、狭い範囲の条件下でのみ形成され、まれです。内因性と外因性のS星の分布と特性は異なり、それらの異なる形成モードを反映しています。
TP-AGB星は、大規模な調査で確実に特定することは困難ですが、通常のMクラスの発光AGB星と、同様のSタイプおよび炭素星の数は銀河内で異なる分布を示しています。S星は炭素星と同じように分布していますが、炭素星の3分の1程度しかありません。どちらのタイプの炭素が豊富な星も銀河中心の近くでは非常にまれですが、太陽の近くにあるすべての明るいAGB星の10％〜20％を占めるため、S星はAGB星の約5％です。炭素が豊富な星はまた、銀河面により密接に集中しています。S型星は不釣り合いな数のミラ型変光星を構成しており、1回の調査で7％であるのに対し、すべてのAGB星の3％です。
外因性のS星は、TP-AGBにはありませんが、赤色巨星分枝星または初期のAGB星です。それらの数と分布は不確かです。それらはすべての赤色巨星分枝星のごく一部にすぎませんが、すべてのS型星の30％から70％を占めると推定されています。それらは銀河円盤にあまり強く集中しておらず、それらが固有のグループよりも古い星の集団からのものであることを示しています。

プロパティ
それらの質量はミラ周期-質量関係または脈動特性を使用して推定されていますが、それらの質量がバイナリ軌道を使用して直接測定された固有のS星はほとんどありません。観察された質量は約1.5であることが判明した- 5 M ☉ ときに、非常に最近までガイアは、視差太陽のような塊として本来のSの星を発見する助けmetallicities。 TP-AGB進化のモデルは、シェルが表面に向かって移動するにつれて3番目のドレッジアップが大きくなり、質量の小さい星はAGBを離れる前にドレッジアップが少なくなることを示しています。1.5の質量を持つスター- 2.0 M ☉は炭素星になるために十分な浚渫アップを経験しますが、彼らは大規模なイベントになると星が、通常はS型星になることなくストレート1に近い重要なC / O比をスキップします。より重い星は、いくつかの小さな浚渫の間に徐々に等しいレベルの炭素と酸素に到達します。スターより約4 M ☉経験ホット下燃える彼らは炭素星になって防ぎ、しかし、彼らはまだ酸素が豊富な状態に戻る前にS型星になる可能性（対流封筒の底にある炭素の燃焼）。 2.0 -外因性Sの星は、バイナリシステムでは常にあり、その計算質量は約1.6である M ☉。これは、RGB星または初期のAGB星と一致しています。
万-極限Sの星は、5000の周りの光度持っ L ☉、を、彼らは通常、可変であるが。それらの温度は、ミラS星で平均約2，300 K、非ミラS星で3，100 Kであり、酸素が豊富なAGB星よりも数百K暖かく、炭素星よりも数百K低くなっています。526についての彼らの半径の平均 R ☉ MIRAS及び270のための R ☉酸素が豊富な星よりも大きく、炭素星よりも小さい非MIRASため、。外因性Sの星は、典型的には約2，000光度有する L ☉、3，150と4，000 Kの間の温度、および半径未満150 Rを☉。これは、それらが赤色巨星の先端の下にあり、通常、AGB星ではなくRGB星になることを意味します。

質量損失とほこり
外因性のS星は、酸素が豊富なTP-AGB星や炭素星と同様に、恒星風によってかなりの質量を失います。通常、その割合は1年あたりの太陽の質量の約1 / 10，000，000ですが、W Aquilaeのような極端な場合には、10倍以上高くなる可能性が
塵の存在が冷たい星の質量損失を引き起こすと予想されますが、ほとんどの炭素と酸素がCOガスに閉じ込められているS星の大気中にどのような種類の塵が形成されるかは不明です。S星の恒星風は、同様の物理的特性を持つ酸素と炭素が豊富な星に匹敵します。S星の周りの星周物質で観測された塵の約300倍のガスが金属鉄、FeSi、炭化ケイ素、フォルステライトで構成されていると考えられています。なしでケイ酸塩と炭素、核をによってトリガされると考えられているのTiC、ZrCなどの炭化物、及びたTiO 2。
分離した塵の殻は多くの炭素星の周りに見られますが、S型星には見られません。赤外線の過剰は、ほとんどの固有のS星の周りにほこりがあることを示していますが、流出は十分ではなく、目に見える分離した殻を形成するのに十分な長さではありません。殻は、AGBの進化の非常に遅い時期に超風の段階で形成されると考えられています。

例
BDきりん座は外因性のS星の肉眼の例です。これは、共生星系の遅い不規則変光星であり、より高温の伴星があり、これも変数である可能性が
ミラ型変光星はくちょう座カイ星は固有のSスターです。最大光に近づくと、それは空で最も明るいS型星です。それは、S6からS10についての可変後期型スペクトルを持ち、ジルコニウム、チタン、およびバナジウム酸化物の特徴を持ち、時には中間MS型に隣接します。などの他の顕著なミラ変数の数R Andromedae及びR Cygniはまた、S型星、ならびに特有の準正変数 π 1 Gruis。
裸眼星ο 1オリは、中間のMSスターと小振幅準正の変数である DA3白色矮星コンパニオン有します。スペクトル型は、S3.5 / 1-、 M3III（BaII）、またはM3.2IIIaSとして与えられています。

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