科学概論 2005年1月20日 酒居敬一(sakai.keiichi@kochi-tech.ac.jp) http://www.info.kochi-tech.ac.jp/k1sakai/Lecture/N2004/

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1 科学概論 2005年1月20日 酒居敬一(sakai.keiichi@kochi-tech.ac.jp)

2 星の誕生と終末 星の一生は、その星の質量に左右される 体積：太陽の数百倍～数十分の１ 密度： 赤色巨星は約10万分の１グラム
太陽は１cm3あたり1.41グラム 超高温であるいっぽうで超高圧なため水より密度が高い 白色矮星は10～100トン 電子の縮退圧で支えられている 中性子星は5億トン 中性子の縮退圧で支えられている これを超える圧力がかかると重力崩壊を起こす

3 星の明るさと温度 星の実際の明るさ=絶対等級 星が地球から32.6光年にあるときの「明るさ」 32.6光年＝10パーセク
表面温度の高い星は青白く、低い星は赤く見える さそり座の１等星アンタレスは赤っぽく 表面温度が3000度付近 こいぬ座の１等星シリウスは青白っぽく 表面温度が2万度くらい スペクトルを調べれば表面温度が推定できる

4 ヘルツシュプルング・ラッセル（HR）図 縦軸に絶対等級、横軸にスペクトル型（表面温度）をとった恒星の分布図
デンマークのEjnar Hertzsprung アメリカのHenry Norris Russell により独立に提案 [JAXAのページより]

5 恒星の一生におけるHR図上での移動 星雲から原始星が誕生する。原始星は表面温度は低いが直径が主系列星よりも大きいので絶対等級は明るく、HR図上では主系列の上方、赤色巨星の下部に位置する。 中心核の温度が上昇し、核融合反応が始まると星は原始星から主系列星となり、その質量に応じた主系列上の位置に移動する。 質量が大きい星ほど核融合反応が激しく、表面温度が高く絶対等級も明るくなるから主系列の左上の方に位置する 主系列上に位置する時間の長さは恒星の質量による。質量が大きい星ほど核融合反応が激しく進行するので水素の枯渇が早く主系列上に位置する時間が短い。

6 原始星 主系列星 巨星 矮星(主に白色矮星) 重力による収縮で輝き始める 中心温度が1000万度を超えると核融合する
0.08太陽質量が限界 主系列星 中心で核融合が安定して進行している星 巨星 中心の水素が減少し、老年期に入った星 重い星の場合は、鉄までが核融合される 鉄は原子核の核子1個あたりの質量が最小 鉄は質量欠損が最大ともいう 矮星(主に白色矮星) 核融合が停止して一生を終える星

7 [Astronomy Magazine Nov. 2004]

8

9 [Astronomy Magazine Nov. 2004]

10 [Astronomy Magazine Nov. 2004]

11 軽い星の最期 0.46太陽質量以下 4から0.46太陽質量 ヘリウムの核融合を起こせない 赤色巨星となりある程度のガスを放出
ヘリウム型の白色矮星となる 4から0.46太陽質量 ヘリウムの核融合が始まる(1億5000万度) 炭素・窒素・酸素までの核融合がすすむ それ以上は核融合しない 赤色巨星になってガスを放出(惑星状星雲) 白色矮星となって一生を終える

12 [Astronomy Magazine Nov. 2004]

13 重い星の最期 ４～８太陽質量の星 ８太陽質量以上の星 炭素どうしの核融合がすすむ(約0.1秒間) その後、超新星爆発を起こし何も残らない
炭素どうしの核融合の後でも崩壊しない 引き続き鉄までの核融合が進行する 鉄の芯が大きくなってくると、鉄が光分解する 吸熱反応である 急激に圧力がさがる。爆縮をおこす。 超新星爆発を引き起こし中性子星が残る

14 [Astronomy Magazine Nov. 2004]

15 超新星爆発 爆縮の衝撃波により外層を急激に放出 爆縮のときウランなどが生成される
超新星爆発の後に残された中心核が太陽質量の3倍以上あると中性子星の段階を過ぎ、ブラックホールになる 放出されたガスは超新星残骸と呼ばれる Super Nova Remnant 白鳥座の網状星雲 おうし座のかに星雲

16 中性子星 陽子と電子が結合した状態の中性子星となり周期的な電波を出します
半径で10km程の中性子星が毎秒数万から数十回も高速自転しながら周期的な電波を発している パルサーと呼ばれる 角運動量が保存されるため、高速回転する 現在まで500以上のパルサーが発見

17 [Astronomy Magazine Nov. 2004]

18 チャンドラセカールの限界 1930年代、インドのチャンドラセカール 白色矮星の上限の質量を決めた
白色矮星内の縮退電子圧が支える圧力は太陽質量の1.4倍までであるとした すなわち赤色巨星となった老年期の星達も外層を放出し、残った中心核が太陽質量の1.4倍以下の星が白色矮星となるのです 星の進化のプロセスで太陽の4倍位の星までがチャンドラセカールの限界に入り白色矮星となる