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20131016
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- 5. 星の明るさ ・等級：見かけの明るさ ベガ（こと座アルファ星）を0等と定義 m = -2.5log (☆/Vega) → 100倍明るいと -5 等級 同じ星でも距離によって等級が異なる ・絶対等級：星本来の明るさ 10pc (3.3光年) の距離に星を置いた時の等級 ・光度：星の絶対的な明るさ 1秒あたりのエネルギー放射量
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- 16. 星間分子雲の収縮とコア形成 星間分子雲中の密度が濃い部分が自己重力で収縮 → 分子雲コアの形成 星形成のスタート！ 典型的な分子雲コア 水素分子密度：104 cm-3 温度：10K サイズ：0.05光年 質量：太陽質量の10倍 収縮の時間：105-106年
- 18. 分子雲コアの観測 分子雲の観測： 主成分は水素だが電波を放出しないので観測不可 → 次に存在量の多い一酸化炭素（CO）を観測 分子雲コアの観測： 高密度過ぎるため12C16Oの放射が飽和してしまう → 13CO,C18O, CS, NH3, HCO+, N2H+ を観測 原始星コア（星の種）の観測： 周囲の星間微粒子を暖めて赤外線を放射する → 遠赤外線・赤外線・近赤外線で観測
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- 22. T タウリ型星：前主系列収縮期 ・質量降着を終えた星はゆっくりと収縮する → この段階の星をT タウリ型星と呼ぶ ・T タウリ型星の特徴 星の周囲に星間ガスの名残をとどめている 若い星であることを示す状況証拠がある 表面温度は 3000∼7000 K 表面の磁場を伴う活動が示唆される ・中質量星で対応する星も存在 → ハービッグ Ae/Be 型星と呼ぶ
- 23. 主系列星への進化 原始星は約107年かけて収縮、内部温度が上がる → 水素燃焼が起こる温度（1.5 107K）に到達 → 一人前の恒星（主系列星）になる T Tauri Star
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- 28. -2 0 2.3 -1 観測から導いた 星の質量分布 -2 .1 -1 .2 .3 .4 .6.8 1 0 2 4 5 .3 -1 Γ= 太陽は宇宙の中で 典型的な質量を持つ星 1 Γ =- ・0.08 Msolar 以下は 褐色矮星と呼ばれる 5 .3 -1 ・最大で 100 Msolar 程度まで存在 2 Γ= ・0.1∼1.0 Msolar が 圧倒的に多い ξ(log M) stars log -1M pc -2 単位質量・単位体積あたりの星の個数（対数） 初期質量関数（IMF） 6 8 10 1 Log M (M O) 星の質量（対数） 20 40 60 80 2 (Msolar) Figure 1: Field star IMF in the solar neighborhood. Plotted are star numbers pe
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- 37. 超新星 ・ 太陽質量8倍以上の星の最期に起きる爆発現象 ・炭素核融合反応でネオン・マグネシウムが生成 → 陽子が電子を捕獲する反応が発生 →電子の縮退圧が弱まり一気に重力崩壊 太陽質量の10倍以上だと核融合で鉄まで生成 → 鉄の光分解により一気に重力崩壊 ・いずれも爆縮的崩壊の反動で大爆発を起こす 例：SN1054（銀河系内）, SN1987A（大マゼラン星雲内）
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- 39. 中性子星 ・太陽質量8倍∼30倍程度の星の最期の姿 ・サイズは10km程度・質量は太陽程度 → とてつもなく高密度な天体である ・パルス状の電磁波を放出しているものもある → パルサーと呼ぶ ・中性子星自体は可視光線を発していない →パルサーとしてその実在が確認された 例：PSR B1919+21, SGR 1806-20（いずれもパルサーの名前）
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- 41. ブラックホール ・太陽質量30倍程度以上の星の最期の姿 ・収縮の段階で自己重力を支えきれない → 重力崩壊が続き極限までつぶれたもの ・落下する物体は赤方偏移を受ける → 可視光→赤外線→電波→不可視と変化 →ブラックホールの中心は見えない ・ある半径で脱出速度が光速を越える → この半径の球面を事象の地平線と呼ぶ
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