地学 II

恒星 (太陽を含む)とその「進化」


光のスペクトルと色

「スペクトル」とは、さまざまな波長の波がまざったものを、波長ごとにわけてみることをさす。 ([(*) 『図表』36ページ「太陽のエネルギー」[2]「太陽光線のスペクトル」])。 近代科学の発達したうち早い時期(17世紀ごろ)に、 可視光を、プリズムなどの器具によって波長ごとに 赤、黄色、緑、青、紫のように分けることができるようになり、 赤のほうが波長が短く、紫のほうが波長が長いことがわかった ([(*) 『図表』36ページ [1 A] 「分光のしくみ」])。 その後、赤外線・紫外線など、可視光以外の波長の電磁波もあることがわかった。

いまでは「スペクトル」ということばはさまざまな意味に使われる。 そのひとつは、 [(*) 『図表』39ページ [5] 「恒星の色」のまんなかのグラフ] にあるように、 放射のエネルギーを波長の区間別にわけた数値を示すことである。 恒星からの放射のスペクトルは、厳密には黒体放射ではないが、 星の 光球 (と よばれる層) の表面温度の黒体放射で近似できることが多い。

他方、星の色は、可視光をさらにわけた波長区間別のエネルギーの分布と関連している。 たとえば、赤の波長の光が相対的に多い星は赤く見え、 赤も緑も青も同程度に多い星は白く見える。黒体放射と対応づけると、 恒星のうちで、表面温度が高い星は、やや青に寄った白、 表面温度が低い星は、赤に見える。 色の情報があれば、恒星の表面温度をおおまかに推定することができる。

恒星のスペクトル型

恒星のスペクトル型(の おもなもの)は、表面温度が高温と考えられるものから順に、 O, B, A, F, G, K, M という記号であらわされている。 ([(*)『図表』 39ページ [6]右 「恒星のスペクトル型と色・表面温度])。 【スペクトル型の符丁は暗記する必要はないが、アルファベットで符号化されていることと、 およそ表面温度に対応することは知っておいたほうがよい。】

吸収線

星の光のスペクトルをこまかく見ると、 狭い波長範囲で暗く(エネルギーがすくなく)なっているところがある。 これは、原子や分子がそれぞれ特定の波長の電磁波を吸収することによってできた現象で、 「吸収線」とよばれる ( [(*) 『図表』36ページ [3 B]「吸収線」])。

地上で観測した天体の光の吸収線は、 天体の光球の物質によるものと、地球の大気の物質によるものがある。 いろいろな観測を組みあわせることで、それを区別して、天体を構成する物質がだんだんわかってきた。 (ヘリウムは地球上で発見されるよりまえに太陽の光のスペクトルの吸収線として発見され、 太陽にちなむ名まえがつけられた。)

いろいろなスペクトル型の星の光のスペクトル (図表[(*) 39ページ [7] 「スペクトル型とその特徴」の左の図]) ... A型やB型では水素の吸収線、K型やM型では金属元素や分子の吸収線がみられる。

(表面(光球)温度が同じ星でも、吸収線の強さがちがうことがある。 それは、星を構成する物質のちがいや、圧力や密度のちがいを反映していると考えられる。)

波長軸上の吸収線の位置が理論や実験で確かめられる位置からずれていることがある。 これは、天体が観測者に近づいたり遠ざかったりすることにともなうドップラー効果によると考えられ、 天体の視線方向(天体と観測者をむすぶ方向)の速度の推定に使われてきた。

HR図

[(*) 『図表』40ページ [1] 「HR図」]。 ここでは、この図がなにを表示したものかだけおさえておきたい。 そこから「恒星の進化」についてどんなことがわかるかは、あとであつかう。

HR図という名まえでよばれるのは、 ヘルツシュプルング (Hertzsprung) と ラッセル (Russell) という2人の学者が 提案した表現方法だからである。

黒体放射で近似して考えると、放射光度は、表面積と、表面の温度(絶対温度)の4乗とに比例する。 そこで、放射光度と温度の情報があれば、星の大きさ(表面積あるいは半径)がおおまかに推定できる。 とくに、温度が低いのに放射光度が大きい星は、表面積が大きい星、つまり「巨星」であるはずだ。 逆に、温度が高いのに放射光度が小さい星は、表面積が小さい星、つまり「矮[わい]星」であるはずだ。

【[授業時に補足として見せたもの] HR図を数値データからつくってみた。 材料は「Hipparcos 星表」というデータである。 ヒッパルコスは古代ギリシャの天文学者だが、 これは古代のものではなく、その名まえを採用した 現代のヨーロッパ宇宙機構(ESA)による恒星位置測定用衛星を使った研究プロジェクトの成果である。 このデータは公開されていて、日本の国立天文台のサイトにある。 ここでは、それを、Okamoto Yoshio (岡本 義雄)さんが教材用に加工したものをつかって、 Rで作図してみた。プログラムと手順は [他大学での授業のページ]に書いた。 つぎの1つめの図は、単純に絶対等級と表面温度を両軸にとって点を打ったもの。 2つめの図は、さらに、まるの大きさを星の半径が大きいほど大きくし、 色を実際の色に似せたもの。】

hrnip2.png

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太陽

太陽までの距離

太陽の大きさ

太陽の層構造

太陽が出す放射 (電磁波) のスペクトル

太陽が出す放射のエネルギーの流れの量、(気象などの分野で)「太陽定数」とよばれる量

太陽活動 (黒点活動)

太陽活動にともなう太陽放射の変動 (最近の数十年間)

【[授業後補足] 人工衛星からの観測は、一つの衛星で長期続いたのではなく、 多数の衛星からの観測をつないだものである。 観測値をそのまま表示すると次の「図9」(アクセス制限あり)のうち上の図のように、観測機器間で値がずれているが、 変動は共通しているので、観測値の原点がずれているとみなし、ひとつの機器をかりに標準としてそろえたのが下の図である。 2004年当時は平均値が 1366 W/m2 となるのがよいと考えていた。 SORCEがくわわってから、平均値 1361 W/m2 がよいという考えにかわった。

紫外線の波長帯をいくつかに分けて観測すると、あきらかに太陽活動周期にともなう変動がある。 (ただし、機器の間で感度のちがいがあるようだ。)

波長別の放射の強さの、太陽活動の極大のときと極小のときの差 (下の図) と、その放射の強さに対する割合 (上の図)。 全波長平均では 0.1% 程度だが、波長 200 nm あたりでは 10% 程度の変動がある。

文献

太陽が出すエネルギーの流れの量の長期変化 (時間スケール 十億年)

本の紹介 (太陽に関する入門書の例)

引用文献 (地球科学者向け)


恒星のエネルギー源、恒星の「進化」

本の紹介


2021-05-18
増田 耕一 (MASUDA Kooiti)
[地学 II] [立正大学用の教材] [教材目次]