12/07/17
宇宙の階層構造
大きさ
平均密度
(Mpc)
(銀河/Mpc3)
1
5×10-14
1029
銀河
1011
0.05
2000
銀河団
10
超銀河団
1015
天体
地学
星
2012/07/09
質量(M )
14
5
20
50
0.2
宇宙の
〜0.1
平均密度
星の明るさー等級
恒星とその進化
地球の単位体積あたりに降り注ぐ天体からの光の強度 II 見かけの等級 mm mm == --22..55 lloogg II ++CC CCは定数で、こと座α星(ベガ)が 00 等級になるように決められる 星の色と温度
紀元前2世紀頃、ヒッパルコス
が、肉眼で見える最も明るい
星を1等星、最も暗い星を6等
星に分類。
1等級違うと、明るさは約2.5
倍違う。
等級の数字が小さくなるほど
明るくなる
1
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熱放射
スペクトル型
スペクトル型と温度
ハーバード分類
型 表面温度 色 例 O型 25000以上 青 オリオンの三ツ星 B型 11000〜25000 青白 スピカ,レグルス A型 7800〜11000 白 シリウス,ベガ F型 6300〜7800 薄黄 北極星,プロキオン G型 5300〜6300 黄 太陽,カペラ K型 4000〜5300 橙 アルデバラン M型 3000〜4000 赤 ベテルギウス,アンタレス�
HR図(ヘルツスプルング-ラッセル図)
HR図
O 電離ヘリウムや高階電離の炭素、窒素、酸素等の線がある。 B 中性ヘリウムの吸収線が強く、水素の吸収線が強くなる。 A 水素の吸収線が最も強く、金属吸収線が次第に強くなる。 F 水素の吸収線が弱まり、電離カルシウムのH,K線が強くなる。 G 水素の吸収線はさらに弱まり、H,K線はさらに強くなる。 K H,K線が最も強くなり、多くの金属吸収線が重なりあう。 M 多くの金属吸収線のほか、酸化チタンの吸収帯が目立つ。 C 炭素星 S 重金属星 一般的には温度の高い星のスペクトルほど単純で、温度の低い星ほど金属や分子の吸収線が
複雑に現れるようになる。 星の一生
星の一生
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星の一生
星の進化(質量ごと)
質量によって一生が決まる 分子雲 → 原始星 → 主系列星 → 赤色巨星 → 白色矮星 惑星状星雲 → 白色矮星 超新星爆発 → 何も残らない 中性子星 ブラックホール�
星は一生の大半を主系列星で過ごす 星間ガス
天の川に見える黒い影
可視光でみた天の川
電波(ミリ波)でみた天の川
•  可視光でみて黒く影になっているところには、冷
たいガスや塵があった
M16(わし星雲)の一部
• 
赤い光が1回電離した硫黄イオ
ン、緑色が水素原子、 青色が2
回電離した酸素イオン�
• 
柱のように見えている部分は、
主に水素分子からなる 密度の
高いガス。上方では生まれたば
かりの重い星が紫外線を放ち、
分子や塵はこの紫外線の奔流
に壊されてしまう。 柱の頂上で
は密度の高い分子雲が紫外線
の浸透を食い止め、 そのおかげ
で後方の雲が柱状に 生き残っ
ている。 一番高い柱(左側)はお
よそ1光年の長さ。 �
3
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分子雲から原始星 M42 密度のムラ → 高密度部分が縮む(分子雲コア) 圧縮されて温度を上げようとするが密度が 薄いので上がらない。 どんどん収縮すると密度が上がり、放射冷却が圧縮の 熱化に負ける 温度が急激に上がる → 原始星 中心温度が1000万度を超すと水素の核反応が始まる → 主系列星 星形成領域 S106 太陽系の形成(林モデル)
原始惑星系円盤
散開星団
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主系列星 恒星の中での元素の誕生
主系列に達したばかりの星は中心で核反
応、内部はのっぺりして構造がない 核反応が暴走すると温度や密度が上がって
膨張する → 中心の温度が下がって核反応がやむ → 圧力が足りなくなって縮んでもとに戻る 長い時間ほぼ同じ明るさで光っている 太陽の内部構造
質量-­‐ 光度関係
•  星の明るさLは質量Mとともに急激に増大する L∝Mα α~ 3 – 4 主系列星に寿命τ τ∝M/L∝M1-­‐α 主系列星の寿命
(加藤万里子「1100億年をかける宇宙」) 10 Mo 1000万年 1 Mo 100 億年 0.1 Mo 1兆年 赤色巨星
進化が進むと中心にヘリウムがたまる → 水素の核融合反応はヘリウム核を取り囲む殻
の部分でおこる → 内側は冷えて縮み外側は膨張する (1)ヘリウムコア…重力収縮 (2)水素燃焼殻…“不動” (3)水素外層…<膨張> 5
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惑星状星雲ーM57
(リング状星雲)
大質量星の死と超新星爆発
超新星
SN1987A
ニュートリノの検出
爆発前の星の同定
• 青色超巨星
赤色超巨星より小さい
半径
• 主系列段階で20太陽
質量
超新星残がいーかに星雲
双極流
6
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