ヘルツシュプルング・ラッセル図は 、恒星の光度 （または絶対等級）を 色指数 （B−Vで表される）に対して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目立つ斜めの帯として現れます。この図は、ヒッパルコス星表の22,000個の恒星と、 グリーゼ近傍星表の 1,000個の低光度星（赤色矮星と白色矮星）を示しています。 天文学 において、主系列 星とは、恒星の色 と明るさの関係を示すグラフ上で、連続的で特徴的な帯として現れる 恒星 の分類です。恒星は一生の大半を主系列星として過ごし、その間は中心部での水素燃焼 が支配的です。これらの主系列星 （時には矮星 とも呼ばれる）は、宇宙で最も数の多い真の恒星であり、太陽 も含まれます。色と等級の関係を示すグラフは、エイナール・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 と呼ばれています。
ガス星雲が 十分な重力崩壊を 起こすと、中心部に集中した高圧 と高温によって 水素 がヘリウム に核融合反応 を起こします（星を 参照）。この過程で発生した熱エネルギーは高温高密度の中心部から 放射され 、強い圧力勾配を生み出します。この圧力勾配が重力による星の崩壊を抑制し、星を 静水圧平衡 状態に維持します。星の主系列上の位置は主に質量によって決まりますが、年齢と化学組成によっても決まります。そのため、放射は星におけるエネルギー伝達の唯一の方法ではありません。対流はエネルギーの移動に役割を果たし、特に 太陽質量の 1.3～1.5倍以上の星の中心部では、これも年齢と化学組成によって異なります。
天文学者は、化学組成について議論する際、一般的に恒星の金属量 に言及します。これは、恒星中に存在するヘリウムより重い元素の割合です。例えば、現在太陽の質量に占める水素の割合（Xで表される）は74.9%です。ヘリウム（Yで表される）の割合は23.8%なので、恒星の金属量、つまり他のすべての元素の質量分率は1.3%（Zで表される）となります。これは、質量が同程度の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、エネルギー生成が放射されたり、恒星の外層に伝達されたりすることなく、中心部に集中することができます。この高温環境は核融合を加速させ、恒星が主系列星として存在する期間を短縮します。
主系列星は 、恒星がエネルギーを生成するために用い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。太陽や、約1.5 M☉ 未満の主系列星は、主に水素原子を段階的に融合させてヘリウムを生成します。この過程は陽子-陽子連鎖 と呼ばれます。この質量を超える上部主系列星では、核融合プロセスは主に炭素 、窒素 、酸素 の原子を中間体として用い、水素原子からヘリウムを生成するCNO サイクル が行われます。陽子-陽子連鎖も依然として起こっていますが、CNO サイクルよりも生成されるエネルギーは少なくなります。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は、中心領域で対流を起こし、新たに生成されたヘリウムを攪拌し、核融合に必要な燃料の割合を維持します。この質量より小さい恒星は、表面近くに対流層を持つ、完全に放射性の核を持っています。恒星の質量が減少するにつれて、対流層を形成する恒星の割合は着実に増加します。質量が 0.4 太陽質量 以下の主系列星は、その質量全体にわたって対流を起こす。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、その外側を水素の層が取り囲む。
恒星の質量が大きいほど、主系列星としての寿命は短くなります。中心部の水素燃料が消費されると、恒星はHR図上の主系列星から離れて進化し、 超巨星 、赤色巨星 、または直接白色矮星 へと変化します。
歴史 20世紀初頭には、星 の種類や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 には特徴的な性質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・ピッカリングは、 ハーバード分類法 として知られる分類方法を開発し、 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エイナル・ヘルツシュプルング は、ハーバード分類でK型とM型に分類される最も赤い星が2つの明確なグループに分けられることに気づいた。これらの星は太陽よりはるかに明るいか、はるかに暗いかのどちらかである。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」と呼んだ。翌年、彼は星団の 研究を始めた。星団とは、ほぼ同じ距離に集まっている星の大きな集まりである。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た。これらのグラフは、顕著で連続した星の列を示しており、彼はそれを主系列と名付けた。[ 2 ]
プリンストン大学 では、ヘンリー・ノリス・ラッセルが 同様の研究を進めていた。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 持つ一連の星を使用し、その多くはハーバード大学で分類されていた。これらの星のスペクトル型を絶対等級に対してプロットしたところ、矮星は独特の関係に従うことがわかった。これにより、矮星の実際の明るさをかなり正確に予測することができた。[ 3 ]
ヘルツシュプルングが観測した赤い星のうち、矮星もラッセルが発見したスペクトル光度関係に従っていた。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に違いなく、矮星はその逆である」と提唱した。同じ曲線は、暗い白い星が非常に少ないことも示していた。[ 3 ]
1933年、ベングト・ストロムグレンは 、光度スペクトル分類図を表すためにヘルツシュプルング・ラッセル図という用語を導入した。[ 4 ] [ 2 ]
1930年代に恒星の進化モデルが開発されるにつれて、同じ組成の恒星の場合、恒星の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、恒星の化学組成と主系列上の位置がわかっている場合、恒星の質量と半径を推測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、この関係は組成が不均一な恒星では多少崩れることが発見されました。[ 5 ]
恒星分類 の改良された体系は、1943 年にウィリアム・ウィルソン・モーガン とフィリップ・チャイルズ・キーナン によって発表された。[ 6 ] 光度階級 が割り当てられた。ハーバード分類は、スペクトルと温度の関係が知られる前に、水素スペクトル線の強度に基づいて各恒星に異なる文字を割り当てることによって開発された。温度順に並べ、重複するクラスを除外すると、恒星のスペクトル型は 、温度の低下順に、色は青から赤までで、O、B、A、F、G、K、M の順になった。（この恒星階級の順序を覚えるための一般的な記憶術 は「Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me」である。）光度階級は、光度の低下順に I から V までであった。光度階級 V の恒星は主系列に属した。[ 7 ]
2018年4月、天文学者たちは、地球 から90億光年離れたところにある、最も遠い「普通の」（つまり主系列の）星 、イカロス （正式にはMACS J1149 Lensed Star 1 ）の発見を報告した。[ 8 ] [ 9 ]
ゼロ年齢の主系列と進化の軌跡 太陽のような星々の激しい青春 原始星は 、局所的な星間物質 中の巨大な分子雲のガスと塵の 崩壊 によって形成されるとき、初期組成は全体的に均質で、質量比で約 70% の水素、28% のヘリウム、および微量のその他の元素から構成されます。[ 10 ] 初期質量関数 によって経験的に記述されます。）[ 11 ] 前主系列星は、重力収縮によって生じる圧力の増加を通じて熱エネルギーを生成します。水素点火前のこの段階では、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して知られる時間収縮します。この時間スケールは、星が内部運動エネルギーを放射することによって存続できる時間の長さを表します。十分に密度が高くなると、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ます。[ 7 ] 時間スケールは 、星がこの次の段階でどれくらいの時間存続できるか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成プロセスとなり、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 ] ヘルツシュプルング・ラッセル図 （または HR 図）上の標準主系列と呼ばれる曲線 に沿って位置します。天文学者はこの段階を「ゼロ年齢主系列」、または ZAMS と呼ぶことがあります。[ 13 ] [ 14 ] [ 15 ]
恒星は、中心部の水素が相当量消費されるまで主系列上の初期位置付近にとどまり、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 ]
矮小動物用語 主系列星は矮星と呼ばれますが、[ 19 ] [ 20 ] 赤色矮星 、橙色矮星 、黄色矮星 などの矮星は、確かに同じ色の他の星よりもはるかに小さく暗いです。しかし、高温の青色星や白色星の場合、主系列にあるいわゆる「矮星」とそうでないいわゆる「巨星」との大きさや明るさの差は小さくなります。最も高温の星では、そ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、星が主系列にあるかそうでないかを示すスペクトル線 の違いを指します。それにもかかわらず、非常に高温の主系列星は、その温度の「巨星」とほぼ同じ大きさや明るさであるにもかかわらず、矮星と呼ばれることがあります。[ 21 ]
矮星という言葉を主系列星という意味で使うのは、別の意味でも紛らわしい。なぜなら、主系列星ではない矮星も存在するからだ。例えば、白色矮星 は、星が外層を放出した後に残った死んだ核であり、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ある。これらは、多くの主系列星の最終進化段階を表している。[ 22 ]
パラメータ 各スペクトル型の主系列星の比較 恒星を黒体 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、ステファン・ボルツマンの法則 によって有効温度 Teff と 関連付けられる。
L = 4 π σ R 2 T eff 4 {\displaystyle L=4\pi \sigma R^{2}T_{\text{eff}}^{4}} 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星のおおよその光度を示すため、この関係式を用いてその半径を推定することができる。[ 23 ]
恒星の質量、半径、光度は密接に関連しており、それぞれの値は3つの関係式で近似できます。1つ目は、光度L 、半径R 、表面温度T eff の関係を表すステファン・ボルツマンの法則です。2つ目は、光度L と質量Mの関係を表す 質量-光度関係です。最後に、 M とR の関係はほぼ線形です。M が 2.5 桁変化しても、M と R の比はわずか3 倍 に しかなり ません。この関係は恒星の内部温度T I
より良い近似としては、 ε = L / M は T I 15 に比例し、ここでT I は中心温度である。これは、 CNO サイクル を示す太陽以上の質量を持つ恒星に適しており、R ∝ M 0.78 [ 24 ]
サンプルパラメータ 下の表は、主系列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、スペクトル分類がG2 Vの矮星である太陽を基準としています 。実際の星の値は、金属量と年齢によって、以下の値から20～30%も変動する可能性があります。[ 25 ]
恒星の代表的な寿命と質量の関係
エネルギー生成 T ）における 陽子-陽子 （PP）、CNO 、およびトリプル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およびCNO過程の合計エネルギー生成量を示している。太陽の中心部の温度では、PP過程の方が効率的である。すべての主系列星には、核融合によってエネルギーが生成される中心領域があります。この中心の温度と密度は、星の残りの部分を支えるエネルギー生成を維持するのに必要なレベルにあります。エネルギー生成が減少すると、上層の質量が中心を圧縮し、温度と圧力が上昇するため核融合率が増加します。同様に、エネルギー生成が増加すると、星が膨張し、中心の圧力が低下します。このようにして、星は主系列星としての寿命の間、安定した静水圧平衡状態にある自己調節システムを形成します。 [ 30 ]
主系列星は 2 種類の水素核融合プロセスを利用しており、それぞれのプロセスからのエネルギー生成率は中心領域の温度に依存します。天文学者は、どちらのプロセスが支配的であるかに基づいて、主系列を上部と下部に分けます。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、これは一連の段階で水素を直接融合させてヘリウムを生成します。[ 31 ] CNO サイクルを 効率的に利用できるほど中心温度が十分に高いです (図を参照)。このプロセスでは、水素をヘリウムに融合させる過程で、炭素 、窒素 、酸素 の原子が中間体として使用されます。
恒星の中心温度が 1800 万ケルビン の場合、PP プロセスと CNO サイクルは同等の効率で、それぞれが恒星の正味光度の半分を生成します。これは約1.5 M☉ の 恒星の中心温度であるため、上部主系列はこれより質量が大きい恒星で構成されます。したがって、大まかに言えば、スペクトル型が F またはそれより低温の恒星は下部主系列に属し、A 型またはそれより高温の恒星は上部主系列の恒星です。[ 15 ] [ 32 ] 1.8 M☉以上の恒星は 、 エネルギー出力のほぼすべてを CNO サイクルによって生成します。[ 33 ]
観測された主系列星の上限は120～200 M☉ である。[ 34 ] この [ 35 ] 0.08 M☉ 、つまり 木星 の質量の 80 倍である。[ 31 ] 褐色矮星 として知られている。[ 36 ]
構造 この図は、太陽に似た恒星の断面図で、内部構造を示しています。 核と表面（光球） の間には温度差があるため、エネルギーは外側に輸送されます。このエネルギーを輸送する2つのモードは、放射 と対流 です。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バルク移動によって輸送され、高温の物質が上昇し、低温の物質が下降します。対流は放射よりもエネルギーを運ぶ効率的なモードですが、急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速度は温度に非常に敏感であるため、核融合は中心部に高度に集中しています。その結果、中心部領域には高い温度勾配があり、より効率的なエネルギー輸送のための対流層が形成されます。[ 31 ] [ 30 ]
シリウス のような中間質量星は、中心核の対流領域が小さいため、主に放射によってエネルギーを輸送する可能性がある。[ 39 ] 0.4 M☉未満）は 、 星全体で対流している。[ 11 ] [ 30 ]
輝度と色の変化 太陽は 主系列星の最も身近な例である。 主系列星の中心部に非核融合ヘリウムが蓄積すると、単位質量あたりの水素の存在量が減少するため、その質量内の核融合率が徐々に低下します。核の圧力を維持し、星の上層を支えるのは核融合によって供給されるエネルギーであるため、核は徐々に圧縮されます。これにより、水素に富む物質がヘリウムに富む核の周囲の殻に集まり、核融合が起こるのに十分な圧力の深さに達します。この殻からの高い出力により、星の上層がさらに外側に押し出されます。これにより、時間の経過とともに星の半径が徐々に増加し、結果として光度も増加します。[ 15 ] [ 40 ] [ 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、観測された恒星パラメータを変化させる可能性のある未解決の連星 の存在などが挙げられます。しかし、質量は恒星の色と光度に影響を与える唯一のパラメータではないため、完璧な観測でも主系列はぼやけてしまいます。初期存在量、恒星の進化段階 [ 42 ] 近接伴 星との相互作用[ 43 ] 高速回転 [ 44 ] 磁場 によって引き起こされる化学組成の変化は、主系列星のHR図上の位置をわずかに変化させる可能性があります。ほんの一例を挙げると、主系列のすぐ下に位置する金属欠乏星 （ヘリウムよりも原子番号の大きい元素の存在量が非常に少ない星）があり、これらは準矮星 として知られています。これらの星は中心部で水素を核融合させているため、化学組成の変動によって引き起こされる主系列のぼやけの下限を示しています。[ 45 ]
HR図のほぼ垂直な領域は不安定帯 として知られており、脈動変光星であるケフェイド 変光星 が占めている。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る。この帯は、質量が太陽の1～2倍であるA 型星とF 型星の領域で主系列の上部と交差する。不安定帯の上部と交差するこの部分の脈動星はデルタ・スクティ変光星 と呼ばれる。この領域の主系列星は等級の変化が小さいため、この変動を検出することは難しい。[ 46 ] ベータ・ケフェイ変光星 のような他の種類の不安定な主系列星は、この不安定帯とは関係がない。
一生 この図は、ゼロ年齢の主系列星における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、中心部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の場合、中心部で生成される熱エネルギーは、表面で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示すため、恒星の全寿命は、第一近似 として、生成された総エネルギーを恒星の光度で割った値として推定できます。[ 47 ]
少なくとも0.5 M☉ の 恒星では、中心部の水素供給が枯渇して赤色巨星に膨張すると、 ヘリウム原子を融合させて 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核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 にすぎず、恒星の光度は増加します。[ 48 ] 億年かかるのに対し、ヘリウムを燃焼するのに 1億 3000 万年 かかると予測されています。）[ 49 ] したがって、観測されている0.5 M☉ を 超える恒星の約 90% は主系列星になります。[ 50 ] 平均的に、主系列星は経験的な質量-光度関係 に従うことが知られています。[ 51 ] 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。
L ∝ M 3.5 {\displaystyle L\ \propto \ M^{3.5}} この関係は、 0.1～50 M☉ の 範囲の主系列星に適用されます。[ 52 ]
核融合に利用できる燃料の量は、星の質量に比例します。したがって、主系列星の寿命は、太陽の進化モデルと比較することで推定できます。太陽は約 45 億年間主系列星であり、65 億年後には赤色巨星に向かって急速に膨張し始めます[ 53 ]。 10 年になります。したがって、[ 54 ]
τ MS ≈ 10 10 年 [ M M ⨀ ] [ L ⨀ L ] = 10 10 年 [ M M ⨀ ] − 2.5 {\displaystyle \tau _{\text{MS}}\approx 10^{10}{\text{years}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]\left[{\frac {L_{\bigodot }}{L}}\right]=10^{10}{\text{years}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]^{-2.5}} ここで、M とL はそれぞれ星の質量と光度である。M ⨀ {\displaystyle M_{\bigodot }} 太陽 質量、L ⨀ {\displaystyle L_{\bigodot }} 太陽光 度とτ MS {\displaystyle \tau _{\text{MS}}}
質量が大きい恒星は燃焼する燃料が多く、直感的には寿命が長いと予想されるかもしれないが、質量が増加するにつれて放射するエネルギー量も比例して増加する。これは恒星の状態方程式で必要とされることであり、質量が大きい恒星が平衡状態を維持するためには、中心部で発生する放射エネルギーの外向きの圧力が、外層の巨大な内向きの重力圧力に見合うように上昇しなければならないだけでなく、実際に上昇する 。したがって、最も質量が大きい恒星は主系列星に数百万年しか留まらない可能性がある一方、太陽質量の10分の1以下の恒星は1兆年以上も存続する可能性がある。[ 55 ]
質量と光度の正確な関係は、エネルギーが中心部から表面にどれだけ効率的に輸送されるかに依存します。不透明度 が高いと断熱効果により中心部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。対照的に、不透明度が低いとエネルギーがより速く逃げるため、恒星は平衡を維持するためにより多くの燃料を燃焼する必要があります。[ 56 ] 十分に高い不透明度は対流 によるエネルギー輸送をもたらし、平衡を維持するために必要な条件を変化させます。[ 15 ]
質量が大きい主系列星では、不透明度は電子散乱によって支配され、これは温度の上昇に伴ってほぼ一定である。したがって 、 光度は星の質量の3乗に比例して増加するだけである。[ 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 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にすぎず、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 太陽のような恒星の進化の軌跡 主系列星が中心部の水素を消費し尽くすと、エネルギー生成の喪失により重力崩壊が再開し、星は主系列から外れて進化する。星がHR図上でたどる経路は進化トラックと呼ばれる。[ 57 ] [ 58 ]
H-R図： NGC 188 （青色）は M67 （黄色）よりも古く、主系列からの分岐点が低い位置にある。2つの系列の外側にある点は、主に前景と背景の星であり、星団とは関係がない。0.23 M☉ 未満の恒星[ 59 ]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るが、この質量範囲の恒星は現在の宇宙の年齢よりも長い主系列星としての寿命を持つため、このようなことが起こるほど古い恒星は存在しない。
質量が 0.23 太陽 質量を超える恒星では、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、恒星の外層が膨張して冷却されます。これらの恒星が主系列星から離脱していく段階は準巨星分枝 と呼ばれ、比較的短い期間であり、この段階で観測される恒星が少ないため、進化の軌跡に空白 が生じているように見えます。
低質量星のヘリウム核が縮退したり、中間質量星の外層が十分に冷えて不透明になったりすると、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 として知られており、比較的長寿命の段階であり、H-R図に顕著に現れます。これらの星は最終的に白色矮星として一生を終えます。[ 60 ] [ 61 ]
最も質量の大きい星は赤色巨星にはならず、代わりに中心部が急速に高温になり、ヘリウムや最終的にはより重い元素を核融合させ、超巨星 と呼ばれる。それらはH-R図の上部を横切る主系列星からほぼ水平な進化経路をたどる。超巨星は比較的まれで、ほとんどのH-R図には目立たない。それらの中心部は最終的に崩壊し、通常は超新星爆発を起こし、 中性子星 またはブラックホール を残す。[ 62 ]
星団が ほぼ同時期に形成されると、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主系列を離れます。星団内の星が主系列を離れる位置は、ターンオフポイント 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 ]
注記 ↑ これらの値の差を測定することで、距離による大きさの補正が不要になります。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。 ↑ 太陽は典型的なG2V型星です。
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さらに読む
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