主系列

ヘルツシュプルング・ラッセル図は、恒星の光度（絶対等級）と色指数（B−Vで表される）の関係をプロットしたものです。主系列は、左上から右下にかけての顕著な斜線として見られます。この図には、ヒッパルコスカタログの22,000個の恒星と、グリーゼ近傍恒星カタログの1,000個の低光度恒星（赤色矮星と白色矮星）が示されています。

天体物理学において、主系列とは、恒星の色と明るさの関係をプロットしたグラフ上で、連続した明確な帯として現れる恒星の分類である。恒星はその一生の大部分を主系列で過ごし、その間、中心核での水素燃焼が支配的となる。これらの主系列星、あるいは矮星と呼ばれることもあるこれらの恒星は、宇宙で最も数が多い真の恒星であり、太陽もその一つである。色と等級の関係を示すグラフは、アイナー・ヘルツシュプルングとヘンリー・ノリス・ラッセルにちなんで、ヘルツシュプルング・ラッセル図として知られている。

ガス星雲が十分な重力収縮を起こすと、中心核に集中した高圧と高温により、水素がヘリウムに核融合する現象が引き起こされる（恒星の項を参照）。この過程で生じる熱エネルギーは高温高密度の中心核から放射され、強い圧力勾配が生じる。この圧力勾配こそが、重力による恒星の収縮に対抗し、恒星を静水力平衡状態に維持する。主系列における恒星の位置は主に質量によって決まるが、年齢や化学組成によっても決まる。そのため、放射は恒星におけるエネルギー移動の唯一の方法ではない。対流はエネルギーの移動に役割を果たしており、特に太陽の質量の1.3～1.5倍を超える恒星の中心核では、年齢や化学組成にも依存する。

天体物理学者は、星の化学組成について議論する際に、一般的にその金属量を参照します。これは、星に含まれるヘリウムより重い元素の存在量です。例えば、現在太陽の質量に占める水素（Xで示す）の割合は74.9%です。ヘリウム（Yで示す）の割合は23.8%です。つまり、この星の金属量、つまり他のすべての元素の質量分率は1.3%（Zで示す）です。これは、同程度の質量を持つ主系列星の典型的な範囲です。実際、金属量が高いほど不透明度が高くなり、エネルギー生成は星の外層に放射または伝達されることなく、中心核に集中したままになります。この高温の環境は核融合を加速させ、星が主系列で過ごす時間を短縮します。

主系列は、恒星がエネルギーを生成するために使用する主要なプロセスに基づいて、上部と下部に分けられます。太陽は、約 1.5  M ☉以下の主系列の恒星と同様に、主に一連の段階を経て水素原子を融合させてヘリウムを形成します。このシーケンスは、陽子-陽子連鎖と呼ばれます。この質量より上の上部主系列では、核融合プロセスは主に炭素、窒素、酸素の原子をCNO サイクルの中間体として使用し、水素原子からヘリウムを生成します。陽子-陽子連鎖は依然として発生しますが、生成するエネルギーは CNO サイクルよりも少なくなります。CNO サイクルが主要なエネルギー生成プロセスである主系列星では、中心核で対流が起こり、これが新しく生成されたヘリウムをかき混ぜ、核融合の発生に必要な燃料の割合を維持します。この質量より下の星では、表面近くに対流層がある完全に放射性の核になります。星の質量が減少するにつれて、対流エンベロープを形成する星の割合は着実に増加します。 0.4 M☉未満の主系列星は、 質量全体にわたって対流を起こします。中心核の対流が起こらない場合、ヘリウムを豊富に含む中心核が形成され、その周囲は水素の外層に囲まれます。

恒星の質量が大きいほど、主系列における寿命は短くなります。中心核の水素燃料が消費されると、恒星はHR図上の主系列から離れて、超巨星、赤色巨星、あるいは直接白色矮星へと進化します。

歴史

20世紀初頭には、星の種類と距離に関する情報がより容易に入手できるようになった。星のスペクトルには明確な特徴があることが示され、それによって星を分類することが可能になった。ハーバード大学天文台のアニー・ジャンプ・キャノンとエドワード・チャールズ・ピカリングは、後にハーバード分類法として知られる分類法を開発し、 1901年にハーバード年報に掲載された。[1]

1906年、ポツダムでデンマークの天文学者アイナル・ヘルツシュプルングは、ハーバード分類でK星とM星に分類される最も赤い星が、太陽よりもはるかに明るいか、はるかに暗いかのどちらかであることに気づきました。これらのグループを区別するために、彼はそれらを「巨星」と「矮星」と呼びました。翌年、彼は星団の研究を始めました。星団とは、ほぼ同じ距離に共存する大規模な星の集まりです。彼はこれらの星について、色と光度の関係を示す最初のグラフを発表しました。これらのグラフは、星が連続して並ぶ顕著な系列を示しており、彼はこれを主系列と名付けました。[2]

プリンストン大学では、ヘンリー・ノリス・ラッセルが同様の研究を行っていました。彼は、星のスペクトル分類と、距離補正後の実際の明るさ（絶対等級）との関係を研究していました。この目的のために、彼は信頼できる視差を持つ一連の星を用いました。その多くはハーバード大学で分類されていました。これらの星のスペクトル型と絶対等級をプロットしたところ、矮星は明確な関係性を示していることがわかりました。これにより、矮星の実際の明るさをかなり正確に予測できるようになりました。[3]

ヘルツシュプルングが観測した赤色星のうち、矮星もラッセルが発見したスペクトルと光​​度の関係に従っていた。しかし、巨星は矮星よりもはるかに明るいため、同じ関係には従わない。ラッセルは「巨星は密度が低いか表面輝度が高いかのどちらかであり、矮星の場合はその逆である」と提唱した。この曲線は、暗い白色星が非常に少ないことも示していた。[3]

1933年、ベンクト・ストロムグレンは、光度-スペクトル類図を表す用語として「ヘルツシュプルング・ラッセル図」を導入しました。[4]この名称は、20世紀初頭にヘルツシュプルングとラッセルの両者がこの手法を並行して発展させたことを反映しています。[2]

1930年代に星の進化モデルが発展するにつれ、同じ組成を持つ星の場合、質量がその光度と半径を決定することが示されました。逆に、星の化学組成と主系列における位置が分かれば、その星の質量と半径を推定することができます。これは、ハインリヒ・フォークトとヘンリー・ノリス・ラッセルにちなんで、フォークト・ラッセルの定理として知られるようになりました。その後、この関係は、組成が均一でない星では多少崩れることが判明しました。[5]

1943年、ウィリアム・ウィルソン・モーガンとフィリップ・チャイルズ・キーナンによって、星の分類のための洗練された体系が発表されました。[6] MK分類では、ハーバード分類に基づくスペクトル型と光度階級が各星に割り当てられました。ハーバード分類は、スペクトルと温度の関係が明らかになる以前に、水素スペクトル線の強度に基づいて各星に異なる文字を割り当てることで開発されました。温度順に並べ、重複する階級を除いた場合、星のスペクトル型は、温度の降順、色は青から赤へと、O、B、A、F、G、K、Mの順になりました。（この星の階級の順序を覚えるための一般的な記憶法は、「Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me」です。）光度階級は、光度の降順でIからVまでの範囲でした。光度階級Vの星は主系列に属しました。[7]

2018年4月、天文学者は地球から90億光年離れた場所にあるイカロス（正式にはMACS J1149レンズ星1 ）と名付けられた最も遠い「普通の」（つまり主系列の）星を発見したと報告した。[8] [9]

形成と進化

Star formation
Object classes
Theoretical concepts
ゼロエイジの主系列と進化の軌跡
太陽のような星の激しい若さ

原始星が局所的な星間物質にあるガスと塵の巨大分子雲の崩壊から形成される際、初期の組成は全体的に均質であり、質量で約 70% の水素、28% のヘリウム、および微量のその他の元素で構成される。[10]星の初期質量は、雲内の局所的な条件によって決まる。（新しく形成された星の質量分布は、初期質量関数によって経験的に説明される。）[11]初期の崩壊中に、この主系列前期の星は、重力収縮によって生じる圧力の上昇によって熱エネルギーを生成する。この段階では、水素が点火するまで、星はケルビン・ヘルムホルツ時間スケール、または熱時間スケールと呼ばれる時間収縮する。この時間スケールは、星が内部の運動エネルギーを放射することで存続できる時間の長さを表す。十分な密度になると、星は水素をヘリウムに変換し、発熱核融合プロセスによってエネルギーを生成し始める。[7]核タイムスケールは、星がこの次の段階で持続できる時間の長さを説明するのに役立ちます。

水素の核融合が主要なエネルギー生産過程となり、重力収縮によって得られた余剰エネルギーが失われると、[12]恒星はヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）上の標準主系列と呼ばれる曲線に沿って位置する。天文学者はこの段階を「ゼロ年齢主系列」、またはZAMSと呼ぶことがある。 [13] [14] ZAMS曲線は、恒星が水素融合を開始する時点の恒星特性をコンピュータモデルを用いて計算することができる。この時点から、恒星の明るさと表面温度は、通常、年齢とともに増加する。[15]

恒星は、核内の水素が大量に消費されるまで主系列上の初期位置付近に留まり、その後、より明るい恒星へと進化し始めます。（HR図では、進化する恒星は主系列の右上に移動します。）したがって、主系列は恒星の生涯における主要な水素燃焼段階を表しています。[7]

分類

星形成領域における高温で明るいO型主系列星。これらはすべて、スペクトル型O型の明るい星を含む多くの高温の若い星を含む星形成領域である。[16]

主系列星は以下の種類に分けられます。

M型（および、程度は低いがK型）[17]主系列星は通常、赤色矮星と呼ばれます。

プロパティ

典型的なHR図上の恒星の大部分は主系列曲線に沿って位置する。この線が顕著なのは、スペクトル型と光度は、恒星が中心核で水素を核融合している限り、少なくともゼロ次近似において、恒星の質量のみに依存するためである。そして、ほとんどすべての恒星は、その「活動的な」生涯の大半を水素の核融合に費やしている。[18]

恒星の温度は、光球内のプラズマの物理的特性に影響を及ぼすことで、そのスペクトル型を決定します。波長の関数としての恒星のエネルギー放射は、温度と組成の両方の影響を受けます。このエネルギー分布の重要な指標は、色指数B − Vで与えられます。これは、フィルターを用いて青色（B）と緑黄色（V ）の光における恒星の等級を測定します。[注 1]この等級差は、恒星の温度の尺度となります。

ドワーフの用語

主系列星は矮星と呼ばれます[19] [20]。しかし、この用語は部分的に歴史的なものであり、やや混乱を招く可能性があります。より低温の星、例えば赤色矮星、オレンジ矮星、黄色矮星などは、確かにそれらの色の他の星よりもはるかに小さく暗いです。しかし、より高温の青や白の星では、主系列上にあるいわゆる「矮星」とそうでないいわゆる「巨星」との大きさと明るさの差は小さくなります。最も高温の星では、この差は直接観測できず、これらの星の場合、「矮星」と「巨星」という用語は、星が主系列上にあるか外れているかを示すスペクトル線の違いを指します。それでもなお、非常に高温の主系列星は、その温度の「巨星」とほぼ同じ大きさと明るさであるにもかかわらず、依然として矮星と呼ばれることがあります[21] 。

「矮星」という言葉が主系列星を指す一般的な用法として用いられることは、別の意味で混乱を招きます。なぜなら、主系列星ではない矮星が存在するからです。例えば、白色矮星は星が外層を脱ぎ捨てた後に残った核であり、主系列星よりもはるかに小さく、地球とほぼ同じ大きさです。これらは多くの主系列星の最終進化段階を表しています。[22]

パラメータ

各スペクトルクラスの主系列星の比較

星を黒体と呼ばれる理想的なエネルギー放射体として扱うと、光度Lと半径Rはシュテファン・ボルツマンの法則によって有効温度 T effと関連付けられます。

ここでσはステファン・ボルツマン定数である。HR図上の星の位置はそのおおよその光度を示すため、この関係式を用いて星の半径を推定することができる。[23]

恒星の質量、半径、および光度は密接に関連しており、それぞれの値は 3 つの関係で近似できます。1 つ目はシュテファン・ボルツマンの法則で、光度L、半径R、および表面温度T effを関連付けます。2 つ目は質量と光度の関係で、光度Lと質量Mを関連付けます。最後に、 MとRの関係はほぼ線形です。MとRの比率は、 Mの2.5桁を超えると 3 倍しか増加しません。この関係は、恒星の内部温度T Iにほぼ比例し、その増加が極めて緩やかであるのは、コアでのエネルギー生成率がこの温度に大きく依存している一方で、質量と光度の関係に適合する必要があるという事実を反映しています。したがって、温度が高すぎたり低すぎたりすると、恒星が不安定になります。

より良い近似は、単位質量あたりのエネルギー生成率ε = L / Mとすることです。εはT I 15（T Iは中心核温度）に比例します。これは、少なくとも太陽と同質量でCNOサイクルを示す恒星に適しており、R ∝ M 0.78というより近い近似値が得られます。[24]

サンプルパラメータ

下の表は、主系列の恒星の典型的な値を示しています。光度（L）、半径（R）、質量（M）の値は、スペクトル分類G2 Vの矮星である太陽を基準としています。恒星の実際の値は、以下の値から最大20～30%程度異なる場合があります。[25] [なぜ？ ]

主系列星パラメータ表[26]
恒星
クラス		半径、
R / R ☉		質量、
M / M ☉		明るさ、
L / L ☉		温度
( K )		例[27]
酸素1210080万5万BI 253
O6 9.8 3518万3万8000オリオン座シータ1C
B0 7.4 18 20,0003万オリオン座ファイ1星
B5 3.8 6.5 80016,400パイアンドロメダA
A0 2.5 3.2 8010,800アルファコロナA
A5 1.7 2.1 20 8,620ベタ・ピクトリス
F0 1.3 1.7 6 7,240ガンマ・ヴァージニス
F5 1.2 1.3 2.5 6,540エータ・アリエティス
G0 1.05 1.10 1.26 5,920かみのけ座ベータ星
G2 1 1 1 5,780太陽[注2]
G5 0.93 0.93 0.79 5,610アルファ・メンサエ
K0 0.85 0.78 0.40 5,24070 へびつかい座A
K5 0.74 0.69 0.16 4,41061 白鳥座A星[28]
M0 0.51 0.60 0.072 3,800ラカイユ 8760
M5 0.18 0.15 0.0027 3,120EZ アクアリィ A
M8 0.11 0.08 0.0004 2,650ファン・ビースブロークの星[29]
L1 0.09 0.07 0.00017 2,2002MASS J0523−1403
質量の関数としての星の代表的な寿命

エネルギー生成

異なる温度（T ）における陽子-陽子核融合（PP）、CNO、トリプルα核融合過程の相対エネルギー出力（ε）の対数。破線は恒星内部におけるPP過程とCNO過程の合計エネルギー生成量を示す。太陽の中心部温度では、PP過程の方が効率的である。

すべての主系列星は、核融合によってエネルギーが生成される中心核領域を持っています。この中心核の温度と密度は、星の残りの部分を支えるエネルギー生産を維持するために必要なレベルにあります。エネルギー生産量が減少すると、その上にある質量によって中心核が圧縮され、温度と圧力の上昇により核融合率が上昇します。同様に、エネルギー生産量が増加すると星は膨張し、中心核の圧力が低下します。このように、星は主系列の寿命を通じて安定した静水力平衡状態にある自己調節システムを形成します。 [30]

主系列星では2種類の水素融合プロセスが採用されており、各タイプからのエネルギー生成率は中心核領域の温度に依存している。天文学者は、どちらが支配的な融合プロセスであるかに基づき、主系列を上部と下部に分けている。下部主系列では、エネルギーは主に陽子-陽子連鎖の結果として生成され、一連の段階で水素が直接融合してヘリウムが生成される。[31]上部主系列の星は中心核温度が十分に高いため、CNOサイクルを効率的に利用できる（図を参照）。このプロセスでは、水素をヘリウムに融合する過程で、炭素、窒素、酸素の原子が媒介物として使用される。

恒星の中心核温度が 1800 万ケルビンのとき、PP 過程と CNO サイクルの効率は同等で、それぞれの種類で恒星の純光度の半分を生成します。これは約 1.5  M ☉の恒星の中心核温度なので、上部主系列はこの質量以上の恒星で構成されます。したがって、おおまかに言えば、スペクトル型 F 以下の恒星は下部主系列に属し、A 型以上の恒星は上部主系列の恒星です。[15]一次エネルギー生成の形態間の遷移は、単一太陽質量未満の範囲の差にわたります。単一太陽質量の恒星である太陽では、エネルギーのわずか 1.5% のみが CNO サイクルによって生成されます。[32]対照的に、1.8  M ☉以上の恒星は、CNO サイクルを通じてほぼすべてのエネルギー出力を生成します。[33]

主系列星の観測された上限は120～200  M ☉である。[34]この限界の理論的説明は、この質量を超える星は安定を保つのに十分な速さでエネルギーを放射できないため、追加の質量は星が安定限界に達するまで一連の脈動で放出されるというものである。[35]陽子-陽子核融合が持続できる下限は約0.08  M ☉ 、つまり木星の質量の80倍である。[31]この閾値を下回ると、水素核融合を維持できない恒星下天体、いわゆる褐色矮星が存在します。[36]

構造

この図は太陽のような星の断面を示しており、内部構造を示しています。

核と表面、すなわち光球との間に温度差があるため、エネルギーは外向きに輸送されます。このエネルギー輸送には、放射と対流という2つのモードがあります。放射によってエネルギーが輸送される放射領域は対流に対して安定しており、プラズマの混合はほとんどありません。対照的に、対流領域では、エネルギーはプラズマの塊の動きによって輸送され、高温の物質は上昇し、低温の物質は下降します。対流は放射よりも効率的なエネルギー輸送モードですが、急激な温度勾配が生じる条件下でのみ発生します。[30] [37]

大質量星（10  M☉以上）[38]では、 CNOサイクルによるエネルギー生成率は温度に非常に敏感であるため、核融合は中心核に集中します。その結果、中心核領域では高い温度勾配が生じ、対流層が形成され、より効率的なエネルギー輸送が可能になります。[31]中心核周辺の物質の混合により、水素燃焼領域からヘリウム灰が除去され、主系列寿命中に星内の水素がより多く消費されるようになります。大質量星の外縁部では、対流はほとんど、あるいは全く起こらず、放射によってエネルギーが輸送されます。[30]

シリウスのような中質量星は、小さなコア対流領域を持ち、主に放射によってエネルギーを輸送していると考えられる。[39]太陽のような中型で低質量の星は、対流に対して安定なコア領域を持ち、表面近くには外層を混合する対流層がある。その結果、ヘリウムに富むコアが着実に形成され、その周囲を水素に富む外層が取り囲む。対照的に、低温で非常に低質量の星（0.4 M☉以下 ）は、恒星全体が対流している。[11]このように、コアで生成されたヘリウムは恒星全体に分布し、比較的均一な大気と、それに比例して長くなった主系列寿命を生み出す。[30]

輝度と色の変化

太陽は主系列星の最もよく知られた例である

主系列星の中心部に非核融合ヘリウムが蓄積するにつれて、単位質量あたりの水素存在比が減少し、その質量における核融合率が徐々に低下します。核の圧力を維持し、星の上層を支えているのは核融合エネルギーであるため、核は徐々に圧縮されます。その結果、水素に富む物質がヘリウムに富む核の周囲に、核融合が起こるのに十分な圧力がかかる深さの殻を形成します。この殻から出力される高エネルギーは、星の上層をさらに外側に押し出します。これにより、星の半径が徐々に増加し、結果として光度も時間とともに増加します。[15]例えば、初期の太陽の光度は現在の約70%に過ぎませんでした。[40]このように、星は年をとるにつれてHR図上の位置が変化します。この進化は、様々な進化段階にある星を含む主系列バンドの広がりに反映されています。[41]

HR図上の主系列帯を広げる他の要因としては、恒星までの距離の不確実性や、観測される恒星パラメータを変化させる可能性のある未分離の連星の存在などが挙げられます。しかし、恒星の色や明るさに影響を与えるパラメータは質量だけではないため、完璧な観測であっても主系列は曖昧になります。初期の元素組成、恒星の進化状態[42]、[43]、近傍の伴星との相互作用[43] 、[44]、あるいは磁場によって引き起こされる化学組成の変動は、主系列星のHR図の位置をわずかに変化させる可能性があり、これらはほんの一例です。例えば、主系列のすぐ下に位置する、金属の少ない恒星（ヘリウムよりも原子番号が大きい元素の組成が非常に少ない恒星）があり、準矮星として知られています。これらの恒星は中心核で水素を融合しているため、化学組成の変動によって引き起こされる主系列の曖昧さの下端を形成します。[45]

HR 図のほぼ垂直な領域は不安定帯と呼ばれ、セフェイド変光星と呼ばれる脈動変光星で占められています。これらの星は一定の間隔で等級が変化するため、脈動しているように見えます。この帯は、太陽の 1 倍から 2 倍の質量を持つA型およびF 型星の領域で主系列の上部と交差しています。主系列の上部と交差する不安定帯のこの部分にある脈動星は、たて座デルタ星変光星と呼ばれます。この領域の主系列星は等級の変化が小さいため、この変化を検出するのは困難です。[46]セフェイド座ベータ星変光星などの他のクラスの不安定な主系列星は、この不安定帯とは無関係です。

一生

この図は、年齢ゼロの主系列星の質量と光度の関係の一例を示しています。質量と光度は現在の太陽を基準としています。

恒星が水素の核融合によって生成できるエネルギーの総量は、中心核で消費できる水素燃料の量によって制限されます。平衡状態にある恒星では、中心核で生成される熱エネルギーは、表面から放射されるエネルギーと少なくとも等しくなければなりません。光度は単位時間あたりに放射されるエネルギー量を表すため、概算では、生成エネルギーの総量を恒星の光度で割ることで、その寿命を推定することができます。 [ 47]

質量が 0.5 M ☉以上の恒星では 、中心核の水素が枯渇して膨張し赤色巨星になると、ヘリウム原子を融合して炭素を形成し始めることがあります。単位質量あたりのヘリウム融合プロセスのエネルギー出力は、水素プロセスのエネルギー出力の約 10 分の 1 に過ぎず、恒星の光度は増加します。[48]このため、この段階での時間は主系列の寿命に比べてずっと短くなります。(例えば、太陽はヘリウムを燃焼するのに1 億 3000 万年を費やすと予測されていますが、水素を燃焼する場合は約 120 億年かかります。) [49]そのため、観測される 0.5 M ☉を超える恒星の約 90% は 主系列にあります。[50]平均して、主系列星は経験的な質量と光度の関係に従うことが知られています。[51]恒星の光度（L ）は、おおよそ次のべき乗則に従って全質量（ M ）に比例します。

この関係は0.1～50 M☉の範囲の主系列星に当てはまります 。[52]

核融合に利用できる燃料の量は恒星の質量に比例する。したがって、主系列恒星の寿命は、太陽進化モデルと比較することで推定できる。太陽は約45億年間主系列恒星であり、65億年後には赤色巨星へと急速に膨張し始める[53]。したがって、主系列恒星の寿命はおよそ10^ 10 ^年となる。[54]

ここで、MとLはそれぞれ星の質量と光度、は太陽質量、は太陽光度、は星の推定主系列寿命です。

質量の大きい星は燃焼する燃料が多く、直感的には寿命が長くなると予想されるものの、質量の増加に比例して放射量も増加します。これは恒星の状態方程式によって規定されています。質量の大きい星が平衡状態を維持するためには、中心核で発生する放射エネルギーの外向きの圧力が、外層からの巨大な重力による内向きの圧力に匹敵するほどに上昇する必要があるだけでなく、実際に上昇することになります。したがって、最も質量の大きい星でさえ主系列に留まれるのは数百万年程度ですが、太陽質量の10分の1未満の星は1兆年以上も存続する可能性があります。[55]

質量と光度の正確な関係は、中心核から表面へのエネルギー輸送効率によって決まります。不透明度が高いほど断熱効果があり、中心核に多くのエネルギーが保持されるため、恒星は静水圧平衡を維持するためにそれほど多くのエネルギーを生成する必要がありません。一方、不透明度が低いほどエネルギーはより速く逃げるため、恒星は平衡状態を維持するためにより多くの燃料を燃焼させる必要があります。[56]不透明度が十分に高くなると、対流によるエネルギー輸送が発生し、平衡状態を維持するために必要な条件が変化します。[15]

高質量主系列星では、不透明度は電子散乱によって支配され、電子散乱は温度の上昇に対してほぼ一定である。そのため、光度は星の質量の3乗に比例して増加する。[48] 10 M ☉未満の星では 、不透明度は温度に依存するようになり、その結果、光度は星の質量の約4乗に比例して変化する。[52]非常に低質量の星では、大気中の分子も不透明度に寄与する。約0.5  M ☉未満では、星の光度は質量の2.3乗に比例して変化し、質量と光度のグラフの傾きが平坦になる。しかし、これらの改良も近似値に過ぎず、質量と光度の関係は星の組成によって変化する可能性がある。[11]

進化の軌跡

太陽のような星の進化の軌跡

主系列星が中心核の水素を使い果たすと、エネルギー生成の喪失により重力崩壊が再開し、主系列から外れて進化します。HR図上で星が辿る軌跡は進化軌跡と呼ばれます。[57]ゼロ年齢主系列（ZAMS）と呼ばれる軌跡は、異なる質量の星が主系列の寿命を開始する軌跡であり、終末年齢主系列（TAMS）と呼ばれる軌跡は、異なる質量の星が中心核の水素を枯渇させて主系列の寿命を終える軌跡です。[58]

2つの散開星団のH-R図： NGC 188 （青）はM67 （黄）よりも古く、主系列からのずれも小さい。2つの散開星団の外側にある点は、散開星団とは無関係な、主に前景と背景の星である。

0.23M☉ [59]未満の恒星は 、中心部での水素の核融合によるエネルギー生成が停止すると、直接白色矮星になると予測されていますが、この質量範囲の恒星の主系列寿命は現在の宇宙の年齢よりも長いため、これが起こるほど古い恒星は存在しません。

0.23 M☉を超える質量の恒星では 、ヘリウム核を取り囲む水素が核融合を起こすのに十分な温度と圧力に達し、水素燃焼殻を形成します。これにより、恒星の外層は膨張し、冷却されます。これらの恒星が主系列から離れていく段階は、準巨星枝として知られています。この段階は比較的短く、その時点で観測される恒星の数が少ないため、進化の軌跡における空白のように見えます。

低質量星のヘリウム核が縮退するか、中質量星の外層が十分に冷えて不透明になると、水素殻の温度が上昇し、星はより明るくなり始めます。これは赤色巨星分枝として知られ、比較的長寿命の段階であり、H-R図で顕著に現れます。これらの星は最終的に白色矮星としてその生涯を終えます。[60] [61]

最も質量の大きい恒星は赤色巨星にはなりません。その代わりに、その中心核は急速に高温になり、ヘリウム、そして最終的にはより重い元素を融合させ、超巨星として知られています。超巨星は、H-R図の上部を横切るように、主系列からほぼ水平な進化の軌跡を辿ります。超巨星は比較的まれであり、ほとんどのH-R図では目立ちません。その中心核は最終的に崩壊し、通常は超新星爆発を引き起こし、中性子星またはブラックホールを残します。[62]

星団がほぼ同時に形成される場合、これらの星の主系列寿命は個々の質量に依存します。最も質量の大きい星が最初に主系列を離れ、続いて質量の小さい星が順に離れていきます。星団内の星が主系列から離れる位置は、転換点として知られています。この時点での星の主系列寿命を知ることで、星団の年齢を推定することが可能になります。[63]

参照

注記

  1. ^ これらの値の差を測定することで、距離による等級補正の必要性がなくなります。ただし、これは星間減光の影響を受ける可能性があります。
  2. ^ 太陽は典型的なG2V型の星です。

参考文献

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さらに読む

一般的な

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テクニカル

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  • Bahcall, John N.; Pinsonneault, MH; Basu, Sarbani (2001). 「太陽モデル：現在の時代と時間依存性、ニュートリノ、そして太陽震学的特性」. The Astrophysical Journal . 555 (2): 990– 1012. arXiv : astro-ph/0010346 . Bibcode :2001ApJ...555..990B. doi :10.1086/321493. S2CID  13798091.
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