恒 星 葛飾区郷土と天文の博物館 天文学入門講座 第５回 担当 高梨直紘

0.　はじめに 【 様々な恒星 】

0.　はじめに 【 すばる 】

0.　はじめに 【 アンドロメダ銀河の球状星団 】

【 Protoplanetary Disk 】 0.　はじめに 【 Protoplanetary Disk 】

0.　はじめに 【 M2-9 】

0.　はじめに 【 NGC3132 】

0.　はじめに 【 太陽と恒星 】 太陽 恒星 惑星 衛星 太陽は恒星のひとつに過ぎない

１.　恒星を分類する

１.　恒星を分類する 【 北斗七星を眺める 】

１.　恒星を分類する 【 明るさはなぜ違う？ 】

【 星の明るさはなぜ違う？ 】 １. 恒星を分類する ２倍の距離 → 明るさは1/4倍 ３倍の距離 → 明るさは1/9倍 １.　恒星を分類する 【 星の明るさはなぜ違う？ 】 ２倍の距離 → 明るさは1/4倍 ３倍の距離 → 明るさは1/9倍 明るさは距離の二乗に反比例する

１.　恒星を分類する 【 再び北斗七星 】

１.　恒星を分類する 【 色と明るさ 】 どうやったら区別できる？

１.　恒星を分類する 【 色は何を表す？ 】 低温 暗い 高温 明るい

１.　恒星を分類する 【 色は何を表す？ 】 ベテルギウス リゲル

１.　恒星を分類する 【 スペクトル型 】 O B A F G K M 星の“温度”を表す指標

【 ワークシート 】 １. 恒星を分類する HR図をつくってみよう！ 明るい 星の明るさ（絶対等級） 暗い B A F G K M 青い １.　恒星を分類する 【 ワークシート 】 HR図をつくってみよう！ ・データを図上にプロットして下さい ・わからないことはスタッフにどうぞ 明るい 星の明るさ（絶対等級） 暗い B A F G K M 青い 赤い スペクトル型

【 HR図 】 １. 恒星を分類する 青色超巨星 ・明るくて青い星 ・暗くて赤い星 星の明るさ（絶対等級） ・明るくて赤い星？ 赤色巨星 １.　恒星を分類する 【 HR図 】 青色超巨星 ・明るくて青い星 ・暗くて赤い星 ・明るくて赤い星？ ・暗くて青い星？ 星の明るさ（絶対等級） 赤色巨星 主系列星 白色矮星 スペクトル型

【 光度階級 】 １. 恒星を分類する Hyper giant I Super giant II Bright giant III １.　恒星を分類する 【 光度階級 】 Hyper giant I Super giant II Bright giant III Giant IV Sub giant V Dwarf, Main sequence VI,sd Sub dwarf VII,wd White dwarf スペクトル型を補足 明るさが基準の分類 太陽は G2V型 ベテルギウス → M1I リゲル → B8I

１.　恒星を分類する 【 スペクトル 】 スペクトルとは、いったいなんだろうか？

１.　恒星を分類する 【 スペクトル 】 太陽の光は虹に分けることが出来る

１.　恒星を分類する 【 スペクトル 】 太陽からは、色々な種類の“光”が来ている 可視光線

１.　恒星を分類する 【 スペクトル 】 温度に対応して明るく見える“色”が違う ６０００K 強さ 波長

１.　恒星を分類する 【 スペクトル 】 スペクトルの中には色々な情報が隠されている 強さ 波長

１.　恒星を分類する 【 スペクトル 】 スペクトルを読み解く鍵は炎色反応にあり 元素には特有の色で光る性質がある

吸収線は太陽大気に含まれる元素の種類を示している １.　恒星を分類する 【 スペクトル 】 理想的な太陽のスペクトル 太陽大気の元素特有の色 実際に見える太陽スペクトル 吸収線は太陽大気に含まれる元素の種類を示している

多種多様な元素が太陽大気には含まれている事がわかる １.　恒星を分類する 【 スペクトル 】 多種多様な元素が太陽大気には含まれている事がわかる 他の星のスペクトルは？

１.　恒星を分類する 【 スペクトル 】 リゲル(B8型)

１.　恒星を分類する 【 スペクトル 】 ベテルギウス(M1型)

１.　恒星を分類する 【 スペクトル 】 O B A F G K M

１.　恒星を分類する 【 O型 】

１.　恒星を分類する 【 B型 】

１.　恒星を分類する 【 A型 】

１.　恒星を分類する 【 F型 】

１.　恒星を分類する 【 G型 】

１.　恒星を分類する 【 K型 】

１.　恒星を分類する 【 M型 】

１.　恒星を分類する 【 ここまでのまとめ 】 ・青い星ほど表面温度が高く、赤い星ほど低い ・HR図に描くと、恒星の種類を分類ができる

２.　星の一生

【 星は永遠か？ 】 ２. 星の一生 星にも寿命がある ・太陽は水素の核融合で光る ・太陽の質量は無限ではない ２.　星の一生 【 星は永遠か？ 】 ・太陽は水素の核融合で光る ・太陽の質量は無限ではない 星にも寿命がある ・水素95.1% ヘリウム4.8% ・1,900,000,000,000,000,000,000,000,000,000kg

【 星の一生 】 ２. 星の一生 熱を持ち始める ・重力エネルギーを熱源に光る 安定的な燃焼へ ・太陽 不安定な燃焼へ ・巨大化、変光も ２.　星の一生 【 星の一生 】 熱を持ち始める ・重力エネルギーを熱源に光る 安定的な燃焼へ ・太陽 不安定な燃焼へ ・巨大化、変光も 残り火 ・星の重さによる

２.　星の一生 【 星が誕生するまで 】

【 星の誕生 】 ２. 星の一生 ・星は分子雲から生まれる ・主成分は水素分子 ・温度は１０K（=マイナス263℃） ２.　星の一生 【 星の誕生 】 ・星は分子雲から生まれる 　・主成分は水素分子 　・温度は１０K（=マイナス263℃） 　・濃く集まると、分子雲コアができる → 星の誕生へ 大きさ 密度 (個/cc) 質量 (太陽質量) 分子雲 10pc 102-104 10-100 分子雲コア 0.1pc ~105 0.3-10 宇宙空間(平均) - 1 地球大気 ~1019 100,000,000,000,000,000,000個：地球大気 100～10000個：分子雲

２.　星の一生 【 分子雲 】 オリオン座 可視光 電波

２.　星の一生 【 分子雲コア 】 馬頭星雲 濃く集まったチリやガスが光を隠す

２.　星の一生 【 分子雲コア 】 徐々に温くなるので、赤外線では見え始める

２.　星の一生 【 分子雲コア 】 M16 わし星雲（へび座）

２.　星の一生 【 星が誕生するまで 】 Class 0 Class I Class II Class III 主系列星

【 星が誕生するまで 】 ２. 星の一生 Class 0 Class I Class II Class III ２.　星の一生 【 星が誕生するまで 】 Class 0 Class I Class II Class III ・　HH天体（ハービックハロー） ・　原始星の上下からジェット 主系列星

２.　星の一生 【 HH天体 】

２.　星の一生 【 ジェット 】 ・　連星系からのジェット ・　反対側は隠れてる？

２.　星の一生 【 星が誕生するまで 】 Class 0 Class I Class II Class III 主系列星

【 星が誕生するまで 】 ２. 星の一生 Class 0 Class I Class II Class III ・ Tタウリ型星 ２.　星の一生 【 星が誕生するまで 】 Class 0 Class I Class II Class III ・ Tタウリ型星 ・ 原始惑星系円盤をもつ 主系列星

２.　星の一生 【 星が誕生するまで 】 Class 0 Class I Class II Class III 主系列星

２.　星の一生 【 星が誕生するまで 】 Class 0 Class I Class II Class III 主系列星

【 星が誕生するまで 】 ２. 星の一生 Class 0 Class I Class II Class III ２.　星の一生 【 星が誕生するまで 】 Class 0 Class I Class II Class III ・ 同じ分子雲から大量に生まれる ・ 時間が経つにつれてばらばらに 主系列星

【 主系列星 】 ２. 星の一生 ・ 星の一生の大部分は主系列星 →ほとんどの星は主系列星 ・ 安定的な水素の燃焼 ２.　星の一生 【 主系列星 】 ・ 星の一生の大部分は主系列星 　→ほとんどの星は主系列星 ・ 安定的な水素の燃焼 ・ 水素からヘリウム、酸素、炭素などを作る

【 赤色巨星 】 ２. 星の一生 ・ 赤く、大きな星 ・ 不安定な水素の燃焼 →脈動変光星（ミラ型など） ・ 外層から質量を放出 想像図 ２.　星の一生 【 赤色巨星 】 想像図 ・ 赤く、大きな星 ・ 不安定な水素の燃焼 　→脈動変光星（ミラ型など） ・ 外層から質量を放出 アンタレス ベテルギウス

２.　星の一生 【 進化の分かれ道 】 太陽程度の星 ・白色矮星へ進化 太陽よりも重い星 ・超新星爆発を経て 　中性子星やブラックホールへ

２.　星の一生 【 惑星状星雲 】 ・ 放出された外層が光っている ・ 中心には白色矮星

２.　星の一生 【 惑星状星雲 】

２.　星の一生 【 惑星状星雲 】

２.　星の一生 【 惑星状星雲 】

２.　星の一生 【 惑星状星雲 】

２.　星の一生 【 惑星状星雲 】

【 白色矮星 】 ２. 星の一生 ・ 白く、小さな星（地球サイズ） ・ 非常に重い（太陽程度） ・ 外層を失い、芯だけが残る ２.　星の一生 【 白色矮星 】 ・ 白く、小さな星（地球サイズ） ・ 非常に重い（太陽程度） ・ 外層を失い、芯だけが残る ・ 徐々に熱を失い、冷えてゆく

【 太陽よりも重い星 】 ２. 星の一生 ・ 外層を吹き飛ばして、ウォルフ・ライエ星へ進化 ・ 表面にはヘリウム核がむき出しに WR1２4 ２.　星の一生 【 太陽よりも重い星 】 ・ 外層を吹き飛ばして、ウォルフ・ライエ星へ進化 ・ 表面にはヘリウム核がむき出しに WR1２4 WR104

２.　星の一生 【 超新星爆発前 】 ・ 激しく外層を放出して不安定に ・ 繰り返し小さな爆発をする η Carina

２.　星の一生 【 超新星爆発 】 ・ 太陽の100億～1000億倍で輝く ・ 鉄よりも重い元素を宇宙にばらまく

【 超新星残骸 】 ２. 星の一生 ・ 超新星爆発の名残 ・ 中心部には中性子星やBHが ・ 星間ガスを圧縮して新たな星に ２.　星の一生 【 超新星残骸 】 ・ 超新星爆発の名残 ・ 中心部には中性子星やBHが ・ 星間ガスを圧縮して新たな星に ケプラーの超新星（へびつかい座） SN1604

【 超新星残骸 】 ２. 星の一生 網状星雲（はくちょう座） 17000年前？ かに星雲（おうし座） SN1０54 ２.　星の一生 【 超新星残骸 】 後冷泉院・天喜二年四月中旬以後の丑の時、客星觜・参の度に出づ。 東方に見(あら)わる。天関星に孛(はい)す。大きさ歳星の如し。 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　「明月記」藤原定家 網状星雲（はくちょう座） 17000年前？ かに星雲（おうし座） SN1０54

２.　星の一生 【 超新星残骸 】 CassiopeiaA（カシオペア座）、1667年頃？

【 中性子星 】 ２. 星の一生 ・ 非常に小さな星（月サイズ） ・ 非常に重い（太陽程度） ・ 太陽より重い星の余生 ２.　星の一生 【 中性子星 】 ・ 非常に小さな星（月サイズ） ・ 非常に重い（太陽程度） ・ 太陽より重い星の余生 ・ 高速で回転している ・ パルサーとして観測されるものもある →もっと重い星はブラックホールに

２.　星の一生 【 ブラックホール 】 BH自身は観測出来ない BH周辺の様子から推測する はくちょう座X-1の発見

【 ブラックホール 】 ２. 星の一生 ・O9型星（約30太陽質量） ・公転周期5.6日 ・ペアの天体は光で見えない ・質量は約10太陽質量 ２.　星の一生 【 ブラックホール 】 ・O9型星（約30太陽質量） ・公転周期5.6日 ・ペアの天体は光で見えない ・質量は約10太陽質量 ブラックホールしかありえない

２.　星の一生 【 ブラックホール 】 想像図 O9型星（９等星） はくちょう座X-1（BH周りのガス）

２.　星の一生 【 HR図 】 青色超巨星 HR図は星の進化図だった 星の明るさ（絶対等級） 赤色巨星 主系列星 白色矮星 スペクトル型

２.　星の一生 【 ここまでのまとめ 】 原始星 分子雲 主系列星 超新星 赤色巨星 白色矮星 重い星 軽い星

３.　恒星の諸相

【 二重星 】 ３. 恒星の諸相 アルビレオ （はくちょう座） ？ 重星 見かけ上、並んで見えるペア 連星 見かけだけでなく、実際に近いペア ３.　恒星の諸相 【 二重星 】 アルビレオ （はくちょう座） ？ 重星　見かけ上、並んで見えるペア 連星　見かけだけでなく、実際に近いペア 　　　　　→実視連星と分光連星

３.　恒星の諸相 【 変光星 】 食変光星 アルゴルなど 脈動変光星 ミラ型、セファイド型など 星が不安定な状態の時に変光する

３.　恒星の諸相 【 変光星 】 食変光星 アルゴルなど 脈動変光星 ミラ型、セファイド型など 星が不安定な状態の時に変光する

３.　恒星の諸相 【 散開星団 】 ・星が群れているところ ・若い星が集まっている 　→同じ分子雲から生まれた

３.　恒星の諸相 【 球状星団 】 ・星が多く集まっている場所 ・非常に古く、老齢の星が集まっている ・赤い星が多い ・白色矮星は？

３.　恒星の諸相 【 球状星団 】 ・ハッブル宇宙望遠鏡で観測 ・白色矮星が大量に見つかる！

３.　恒星の諸相 【 星団の分布 】 ● 散開星団 ● 球状星団

３.　恒星の諸相 【 新星 】 ・突然、明るく輝く星 ・繰り返し爆発するものもある

【 葛飾で星見 】 ５F天体観測室 屈折式25cmクーデ望遠鏡 かつしか星空散歩（毎週金曜） 重星、星団、惑星などなど

【 星見のポイント 】 アルビレオ（はくちょう座） 距離 390光年 B8V型+K3II型