天文学概論(第4回)

星惑星形成1
∼恒星の起源と進化∼

東京工業大学 佐々木貴教
星惑星形成1
∼恒星の起源と進化∼
・星形成と進化の全体像
・小質量星の形成(分子雲から主系列星へ)
・様々な質量の星の最期
次回:星惑星形成2 ∼太陽系形成論∼
・原始惑星系円盤(原始太陽系円盤)
・古典的太陽系形成論モデル
・地球の形成・初...
星形成と進化の全体像
星(恒星)とは?
・ガス(H, He)の巨大な塊
・内部で核融合反応
・自ら光り輝いている
・拡張:放射と熱膨張
・収縮:自らの質量による重力
  → このバランスが保たれている
・等級:見かけの明るさ
・絶対等級:星本来の明るさ
・星の色:表...
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 = -2.5 log (☆/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
  1...
HR図(星の色と明るさ)
青い星:高温
赤い星:低温
主系列星

横軸:温度
  (星の色)
縦軸:光度
  (星の明るさ)
星形成の流れ
星の材料:宇宙に漂うガス(星間分子雲)
(1)星間分子雲の収縮とコアの形成
(2)原始星の形成と成長
(3)主系列星への進化

星形成の
3段階

・星は1個だけで生まれることは少ない
・数10個∼数100個の星が同時に生まれるこ...
分子雲から主系列星への進化
星形成領域
星の周りの円盤
様々な質量の星の一生
小質量星・大質量星・連星系
・小質量星:太陽質量の0.08倍∼2倍程度の星
  太陽程度の小質量星が全体の9割近くを占める
  進化のタイムスケールが長い(数億年以上)
  観測的・理論的理解が進んでいる
・大質量星:太陽質量の8倍程度以上の星...
小質量星の形成
(分子雲から主系列星へ)
分子雲から主系列星への進化
星間分子雲

宇宙空間に存在する分子ガスの集まり
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:10 K
サイズ:0.05光年
質量:太陽質量の10倍
収縮の時間:...
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,...
おうし座にある分子雲コア
原始星の形成と成長
・分子雲コア中心部の密度が1011cm-3を超える
  → 原始星の誕生
・原始星の周囲に原始星円盤が形成
・円盤から原始星にガスが降り積もる
  → 原始星の質量増加
・原始星円盤から垂直方向に
 双極分子流が吹き出す
・...
双極分子流・光ジェット
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...
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(1.5 107 K)に到達
 → 一人前の恒星(主系列星)になる

T Tauri Star
原始惑星系円盤
分子雲コアの収縮

! 

  重力と遠心力のつりあい
原子惑星系円盤が形成

! 

原始星

分子雲コア

T タウリ型星

原始惑星系円盤
原始惑星系円盤の観測

実際に様々な形の円盤が観測されている
 → 原始惑星系円盤は確かに存在する!
様々な質量の星の最期
様々な質量の星の一生

3

3
-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 ...
様々な質量の星の寿命
星の質量[太陽質量]

星の寿命[年]

100
50
10
5
2
1
0.7
0.5

6
2.7×10
6
5.9×10
7
2.6×10
8
1.0×10

1.3×109
1.0×1010
4.9×1010
1....
赤色巨星
赤色巨星
・水素を使い果たした中心核はヘリウム核となる
  → 周囲の水素の層で核融合が進行
・外層は自己の重力を振り切り大きく膨張
 中心から離れるため温度が下がり赤色になる
・太陽の約40倍以上の星の場合
  水素の外層が吹き飛び内部の高温...
惑星状星雲
惑星状星雲
・超新星に至らずに一生を終えた星の残骸
・重力を振り切ったガスが散乱で輝いているもの
 電離による輝線スペクトルが環状に見える
・周囲のガスは星間ガスとして宇宙空間へ
  → 新しい星の材料となる
・惑星状星雲の中心部分には白色矮星...
白色矮星
白色矮星
・太陽質量8倍以下の星の最期の姿
・サイズは地球程度・質量は太陽程度
  → 非常に高密度な天体である
・電子の縮退圧で重力による収縮を支えている
  → 支えきれない場合は中性子星になる
・数十億年から数百億年かけて冷却していく
例...
超新星
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...
中性子星
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
  ...
ブラックホール
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...
繰り返される星の生と死
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  1. 1. 天文学概論(第4回) 星惑星形成1 ∼恒星の起源と進化∼ 東京工業大学 佐々木貴教
  2. 2. 星惑星形成1 ∼恒星の起源と進化∼ ・星形成と進化の全体像 ・小質量星の形成(分子雲から主系列星へ) ・様々な質量の星の最期 次回:星惑星形成2 ∼太陽系形成論∼ ・原始惑星系円盤(原始太陽系円盤) ・古典的太陽系形成論モデル ・地球の形成・初期進化
  3. 3. 星形成と進化の全体像
  4. 4. 星(恒星)とは? ・ガス(H, He)の巨大な塊 ・内部で核融合反応 ・自ら光り輝いている ・拡張:放射と熱膨張 ・収縮:自らの質量による重力   → このバランスが保たれている ・等級:見かけの明るさ ・絶対等級:星本来の明るさ ・星の色:表面温度
  5. 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 = -2.5 log (☆/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
  6. 6. HR図(星の色と明るさ) 青い星:高温 赤い星:低温 主系列星 横軸:温度   (星の色) 縦軸:光度   (星の明るさ)
  7. 7. 星形成の流れ 星の材料:宇宙に漂うガス(星間分子雲) (1)星間分子雲の収縮とコアの形成 (2)原始星の形成と成長 (3)主系列星への進化 星形成の 3段階 ・星は1個だけで生まれることは少ない ・数10個∼数100個の星が同時に生まれること  が多い(星雲・星団) ・軽い星ほど多く生まれる
  8. 8. 分子雲から主系列星への進化
  9. 9. 星形成領域
  10. 10. 星の周りの円盤
  11. 11. 様々な質量の星の一生
  12. 12. 小質量星・大質量星・連星系 ・小質量星:太陽質量の0.08倍∼2倍程度の星   太陽程度の小質量星が全体の9割近くを占める   進化のタイムスケールが長い(数億年以上)   観測的・理論的理解が進んでいる ・大質量星:太陽質量の8倍程度以上の星   絶対数が非常に少ない   進化のタイムスケールが短い(数千万年以下)   観測的・理論的理解がまだ進んでいない ・連星系:2つの星が重心の周りを運動している   連星系の形成は重要な研究課題
  13. 13. 小質量星の形成 (分子雲から主系列星へ)
  14. 14. 分子雲から主系列星への進化
  15. 15. 星間分子雲 宇宙空間に存在する分子ガスの集まり
  16. 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:10 K サイズ:0.05光年 質量:太陽質量の10倍 収縮の時間:105-106年
  17. 17. 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
  18. 18. おうし座にある分子雲コア
  19. 19. 原始星の形成と成長 ・分子雲コア中心部の密度が1011cm-3を超える   → 原始星の誕生 ・原始星の周囲に原始星円盤が形成 ・円盤から原始星にガスが降り積もる   → 原始星の質量増加 ・原始星円盤から垂直方向に  双極分子流が吹き出す ・約106年でガス降着終了  原始星の質量が決まる
  20. 20. 双極分子流・光ジェット
  21. 21. 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
  22. 22. 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(1.5 107 K)に到達  → 一人前の恒星(主系列星)になる T Tauri Star
  23. 23. 原始惑星系円盤 分子雲コアの収縮 !    重力と遠心力のつりあい 原子惑星系円盤が形成 !  原始星 分子雲コア T タウリ型星 原始惑星系円盤
  24. 24. 原始惑星系円盤の観測 実際に様々な形の円盤が観測されている  → 原始惑星系円盤は確かに存在する!
  25. 25. 様々な質量の星の最期
  26. 26. 様々な質量の星の一生 3 3
  27. 27. -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
  28. 28. 様々な質量の星の寿命 星の質量[太陽質量] 星の寿命[年] 100 50 10 5 2 1 0.7 0.5 6 2.7×10 6 5.9×10 7 2.6×10 8 1.0×10 1.3×109 1.0×1010 4.9×1010 1.7×1011 質量の大きな星ほど寿命が短い
  29. 29. 赤色巨星
  30. 30. 赤色巨星 ・水素を使い果たした中心核はヘリウム核となる   → 周囲の水素の層で核融合が進行 ・外層は自己の重力を振り切り大きく膨張  中心から離れるため温度が下がり赤色になる ・太陽の約40倍以上の星の場合   水素の外層が吹き飛び内部の高温部分が残る    → 青色巨星と呼ぶ 例:アンタレス(さそり座α星), ベテルギウス(オリオン座α星)
  31. 31. 惑星状星雲
  32. 32. 惑星状星雲 ・超新星に至らずに一生を終えた星の残骸 ・重力を振り切ったガスが散乱で輝いているもの  電離による輝線スペクトルが環状に見える ・周囲のガスは星間ガスとして宇宙空間へ   → 新しい星の材料となる ・惑星状星雲の中心部分には白色矮星が残る 例:こと座の環状星雲(M57), ふたご座のエスキモー星雲
  33. 33. 白色矮星
  34. 34. 白色矮星 ・太陽質量8倍以下の星の最期の姿 ・サイズは地球程度・質量は太陽程度   → 非常に高密度な天体である ・電子の縮退圧で重力による収縮を支えている   → 支えきれない場合は中性子星になる ・数十億年から数百億年かけて冷却していく 例:シリウス(おおいぬ座α星)の伴星, ヴァン・マーネン星
  35. 35. 超新星
  36. 36. 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)
  37. 37. 中性子星
  38. 38. 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)
  39. 39. ブラックホール
  40. 40. 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
  41. 41. 繰り返される星の生と死

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