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20121017
- 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. 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. 星形成と進化の全体像
- 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. 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. 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 星形成の （２）原始星の形成と成長 ３段階 （３）主系列星への進化 ・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
- 9. 星形成領域
- 10. 星の周りの円盤
- 11. 様々な質量の星の一生
- 14. 分子雲から主系列星への進化
- 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. 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. おうし座にある分子雲コア
- 20. 双極分子流・光ジェット
- 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. 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. 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 T タウリ型星 分子雲コア 原始惑星系円盤
- 25. 様々な質量の星の最期
- 26. 様々な質量の星の一生 3 3
- 27. 初期質量関数（IMF） ・0.1∼1.0 Msolar が 単位質量・単位体積あたりの星の個数（対数） 2 Γ= -1 圧倒的に多い .3 5 1 ・最大で 100 Msolar -2 ξ(log M) stars log -1M pc -2 程度まで存在 0 ・0.08 Msolar 以下は Γ=- 2.3 褐色矮星と呼ばれる -1 観測から導いた Γ= -1 .3 5 太陽は宇宙の中で -2 星の質量分布 .1 .2 .3 .4 .6 .8 1 2 4 6 8 10 20 40 60 80 典型的な質量を持つ星 -1 0 1 2 星の質量（対数） Log M (M O) (Msolar) Figure 1: Field star IMF in the solar neighborhood. Plotted are star numbers pe
- 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 2.7×10 6 50 5.9×10 6 10 2.6×10 7 5 1.0×10 8 2 1.3×109 1 1.0×1010 0.7 4.9×1010 0.5 1.7×1011 質量の大きな星ほど寿命が短い
- 29. 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）
- 32. 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）
- 33. 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）
- 34. 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
- 35. 繰り返される星の生と死