Successfully reported this slideshow.
We use your LinkedIn profile and activity data to personalize ads and to show you more relevant ads. You can change your ad preferences anytime.
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
20131016
Upcoming SlideShare
Loading in …5
×

20131016

3,101 views

Published on

Published in: Education
  • DOWNLOAD THIS BOOKS INTO AVAILABLE FORMAT (Unlimited) ......................................................................................................................... ......................................................................................................................... Download Full PDF EBOOK here { https://tinyurl.com/y6a5rkg5 } ......................................................................................................................... Download Full EPUB Ebook here { https://tinyurl.com/y6a5rkg5 } ......................................................................................................................... ACCESS WEBSITE for All Ebooks ......................................................................................................................... Download Full PDF EBOOK here { https://tinyurl.com/y6a5rkg5 } ......................................................................................................................... Download EPUB Ebook here { https://tinyurl.com/y6a5rkg5 } ......................................................................................................................... Download doc Ebook here { https://tinyurl.com/y6a5rkg5 } ......................................................................................................................... ......................................................................................................................... ......................................................................................................................... .............. Browse by Genre Available eBooks ......................................................................................................................... Art, Biography, Business, Chick Lit, Children's, Christian, Classics, Comics, Contemporary, Cookbooks, Crime, Ebooks, Fantasy, Fiction, Graphic Novels, Historical Fiction, History, Horror, Humor And Comedy, Manga, Memoir, Music, Mystery, Non Fiction, Paranormal, Philosophy, Poetry, Psychology, Religion, Romance, Science, Science Fiction, Self Help, Suspense, Spirituality, Sports, Thriller, Travel, Young Adult,
       Reply 
    Are you sure you want to  Yes  No
    Your message goes here
  • Be the first to like this

20131016

  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

×