主系列

天文学において、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に連続した特徴的な帯として現れる恒星の分類である。この帯上の恒星は主系列星または矮星と呼ばれ、帯上および帯外の恒星の位置は、恒星の物理的特性や、数種類の恒星のライフサイクルの進行状況を示すと考えられている。これらは宇宙で最も数が多い真の恒星であり、太陽もこれに該当する。色と等級の関係をプロットしたものは、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・ラッセル図と呼ばれている。

恒星は凝縮して点火すると、高密度の中心核で水素が核融合してヘリウムが生成され、熱エネルギーが発生します。恒星の一生のこの段階では、主系列上の位置は主に質量によって決まりますが、化学組成と年齢にも基づいています。主系列星の中心核は静水力平衡状態にあり、熱い中心核からの外向きの熱圧力と、上部の層からの重力崩壊による内向きの圧力が釣り合っています。エネルギー生成率が温度と圧力に大きく依存していることが、このバランスの維持に役立っています。中心核で生成されたエネルギーは表面まで伝わり、光球で放射されます。エネルギーは放射または対流によって運ばれ、後者は温度勾配が急な領域、不透明度が高い領域、またはその両方で発生します。

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ることがあります。太陽、および太陽の約1.5倍の質量（1.5 M _☉）未満の主系列の恒星は、主に一連の段階で水素原子を融合し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、核融合プロセスで主に炭素、窒素、酸素の原子が、水素原子からヘリウムを生成するCNOサイクルの媒介として使用されます。太陽の2倍以上の質量を持つ主系列の恒星は、中心核領域で対流が発生し、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。この質量より下の恒星では、中心核は完全に放射性であり、表面近くに対流領域があります。恒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恒星の割合は着実に増加します。 0.4 M _☉未満の主系列星は、その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は、ヘリウムを多く含む中心核が形成され、その周囲を水素の外層が取り囲みます。

恒星の質量が大きいほど、主系列での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、または直接白色矮星へと進化します。

歴史

主系列（「矮星」）

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特徴があることが示され、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、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エイナル・ヘルツシュプルングは、ハーバード分類で K と M に分類される最も赤い星が 2 つのグループに分けられることに気付きました。これらの星は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す。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。これらの星について、彼は色と明るさの関係を初めてグラフ化しました。これらのグラフは、彼が主系列と名付けた、目立つ連続した星の列を示しました。^[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、つまり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。彼が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すると、矮星は明確な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の精度で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はずであり、矮星の場合はその逆である」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、ベンクト・ストロームグレン氏は、光度スペクトル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ました。^[4]この名前は、世紀の初めにヘルツシュプルングとラッセルの両者がこの技術を並行して開発したことを反映しています。^[2]

1930年代に星の進化モデルが開発され、同じ組成の星の場合、星の質量によって明るさと半径が決まるということが示されました。逆に、星の化学組成と主系列上の位置がわかれば、星の質量と半径を推測することができます。これは、ハインリッヒ・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発見されました。^[5]

恒星の分類の洗練された体系は、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] 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クラスが各恒星に割り当てられた。ハーバード分類は、スペクトルと温度の関係が知られるようになる前に、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、温度の降順で青から赤までの色で、O、B、A、F、G、K、Mの順序になった。（この恒星クラス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」である。）光度クラスは、光度が降順でIからVまでの範囲であった。光度クラスVの恒星は主系列に属した。^[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）星の検出を報告した。^[8]^[9]

形成と進化

原始星が局所的な星間物質内のガスと塵の巨大分子雲の崩壊から形成されるとき、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、および微量の他の元素で構成されています。^[11]星の初期質量は、雲内の局所的な条件によって異なります。（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ます。）^[12]初期の崩壊中に、この主系列前星は重力収縮によってエネルギーを生成します。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を通じてエネルギーを放出し始めます。^[7]

水素の核融合が主要なエネルギー生成過程となり、重力収縮から得た余剰エネルギーが失われると、^[13]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。 ^[14]^[15] ZAMS 曲線は、恒星が水素融合を開始する時点の恒星特性のコンピュータモデルを使用して計算できる。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。^[16]

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の近くに留まり、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上と右に移動します。）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

主系列星は以下の種類に分類されます。

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図上の星の大部分は主系列曲線に沿って位置している。この線がはっきりしているのは、スペクトル型と光度は、星の中心部で水素を融合している限り、少なくともゼロ次近似では星の質量のみに依存するためである。そして、ほとんどすべての星は、その「活動的な」生涯のほとんどを水素の融合に費やしている。^[18]

恒星の温度は、その光球内のプラズマの物理的特性に及ぼす影響を通じて、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、その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、フィルターを使用して青色 ( B ) と緑黄色 ( V ) の光における恒星の等級を測定する色指数B − Vによって与えられます。 ^{[注 1]}この等級の差は、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が、^[19]^[20]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。より低温の星の場合、赤色矮星、オレンジ矮星、黄色矮星などの矮星は、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、より高温の青と白の星の場合、主系列にあるいわゆる「矮星」とそうでないいわゆる「巨星」との大きさと明るさの差は小さくなります。最も高温の星の場合、その差は直接観察できず、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、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]

主系列星を意味する「矮星」という一般的な用語は、主系列星ではない矮星が存在するため、別の意味で混乱を招く。例えば、白色矮星は星が外層を脱ぎ捨て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

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。

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おおよその光度を示すので、この関係を使っ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、光度L、半径R、および表面温度T _effを関連付けるシュテファン・ボルツマンの法則です。2 つ目は、光度Lと質量Mを関連付ける質量と光度の関係です。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桁を超えて 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、その増加が極めて遅いのは、中心核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とすることであり、 εはT _I¹⁵に比例し、T _Iは中心核温度である。これは、少なくとも太陽と同じ質量を持ち、CNOサイクルを示す恒星に適しており、より適切なR ∝ M ^0.78を与える。^[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G2V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、以下に挙げた値から20～30%も異なる場合があります。^[25]^{[なぜ? ]}

エネルギー生成

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。この中心領域の温度と密度は、星の残りの部分を支えるエネルギー生成を維持するため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、その上にある質量が中心領域を圧縮し、温度と圧力の上昇により核融合率が上昇します。同様に、エネルギー生成が増加すると、星は膨張し、中心領域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圧平衡の自己調節システムを形成します。 ^[30]

主系列星は2種類の水素融合プロセスを採用しており、各タイプからのエネルギー生成率はコア領域の温度によって異なります。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、一連の段階で水素が直接融合してヘリウムが生成されます。^{[31]上部主系列の星は、}CNOサイクルを効率的に使用できるほどコア温度が高くなっています（図を参照）。このプロセスでは、炭素、窒素、酸素の原子を、水素をヘリウムに融合するプロセスの媒介として使用します。

恒星の中心温度が 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、それぞれのタイプが恒星の純光度の半分を生成します。これは約 1.5 M _☉の恒星の中心温度であるため、上部主系列はこの質量以上の恒星で構成されています。したがって、大まかに言えば、スペクトルクラス F 以下の低温の恒星は下部主系列に属し、A 型以上の高温の恒星は上部主系列の恒星です。^[16]一次エネルギー生成の 1 つの形式から別の形式への移行は、単一太陽質量未満の範囲の差に及びます。単一太陽質量の恒星である太陽では、エネルギーの 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ために十分な速さでエネルギーを放射することができないため、星が安定限界に達するまで、追加の質量は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より小さい天体、いわゆる褐色矮星が生まれる。^[36]

構造

核と表面、つまり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る。このエネルギーを輸送する2つのモードは、放射と対流である。エネルギーが放射によって輸送される放射ゾーン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ない。対照的に、対流ゾーンでは、エネルギーはプラズマの全体的な動きによって輸送され、より高温の物質が上昇し、より低温の物質が下降する。対流は放射よりも効率的なエネルギー輸送モードであるが、急激な温度勾配が生じる条件下でのみ発生する。^[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、より効率的なエネルギー輸送のための対流領域が形成されます。^[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の消費量が増えます。大質量星の外側の領域では、対流はほとんどまたはまったくなく、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可能性がある。^[39]太陽のような中型で低質量の星は、対流に対して安定しているコア領域を持ち、表面近くに外層を混ぜる対流帯がある。その結果、ヘリウムに富むコアが着実に蓄積し、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 _☉未満）は、全体的に対流している。^[12]そのため、コアで生成されたヘリウムは星全体に分散され、比較的均一な大気と、それに比例して長い主系列寿命を生み出している。^[30]

輝度と色の変化

非融合ヘリウムが主系列星の核に蓄積するにつれて、単位質量あたりの水素の存在量が減少するため、その質量内での融合率は徐々に低下する。核の圧力を維持し、星の上層部を支えるのは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る。これにより、水素に富む物質が、融合が起こるのに十分な圧力の深さにあるヘリウムに富む核の周りの殻に運ばれる。この殻から高出力が出力されると、星の上層部がさらに外側に押し出される。これにより、星の半径が徐々に増加し、その結果、時間の経過とともに星の明るさも増加する。^[16]たとえば、初期の太陽の明るさは、現在の値の約 70% に過ぎなかった。^[40]星は年をとるにつれて、HR 図上の位置が変化する。この進化は、さまざま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る。^[41]

HR 図の主系列バンド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える可能性のある未解決の連星の存在などがある。しかし、質量は恒星の色や明るさ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曖昧になる。初期の元素組成、恒星の進化状態^[42]、 [43]近くの伴星との相互作用^[43] 、^{[44] 、}または磁場によって引き起こされる化学組成の変動は、すべて主系列星の HR 図の位置をわずかに変える可能性があるが、これらはほんの一例に過ぎない。例えば、主系列のすぐ下に位置し、準矮星として知られている金属の少ない星（ヘリウムよりも原子番号が大きい元素の非常に少ない元素）がある。これらの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示す。^[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る。これらの星は一定の間隔で明るさが変化するため、脈動しているように見える。この帯は、太陽の1～2倍の質量を持つA型およびF型の星の領域で主系列の上部と交差している。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る。この領域の主系列星は明るさの変化が小さいため、この変化を検出するのは困難である。^[46]セフェイド座ベータ星変光星のような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ある。

一生

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る。平衡状態にある恒星の場合、中心核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らない。光度は単位時間あたりに放射されるエネルギーの量を与えるので、総寿命は、第一近似として、生成される総エネルギーを恒星の光度で割ったものとして推定できる。^[47]

少なくとも 0.5 M _☉の恒星の場合、中心核の水素供給が枯渇して膨張して赤色巨星になると、ヘリウム原子を融合して炭素を形成し始めることができます。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、恒星の光度が増加します。^[48]このため、この段階での時間は主系列の寿命に比べてはるかに短くなります。（たとえば、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120億年です。）^{[49]したがって、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。

L\ \propto \ M^{3.5}

この関係は0.1～ 50M☉_の範囲の主系列星に当てはまる。^[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、主系列の恒星の寿命は、太陽の進化モデルと比較することで推定できる。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なる^{[53]ため、主系列星の寿命はおよそ10}¹⁰年となる。したがって、次の式が成り立つ。 ^[54]

\tau _{\text{MS}}\approx 10^{10}{\text{年}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]\left[{\frac {L_{\bigodot }}{L}}\right]=10^{10}{\text{年}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]^{-2.5}

ここで、MとLはそれぞれ恒星の質量と光度、は太陽質量、は太陽の光度、は恒星の推定主系列寿命です。 $M_{\bigodot}$ $L_{\bigodot}$ $\tau_{\text{MS}}$

質量の大きい星は燃焼する燃料が多く、直感的に寿命が長いと予想されるが、質量が増加すると比例して放射量も増加する。これは恒星の状態方程式によって要求される。質量の大きい星が平衡を保つためには、中心核で発生する放射エネルギーの外向きの圧力が、その外殻の巨大な内向きの重力圧力に匹敵するほど上昇する必要があるだけでなく、実際に上昇する。したがって、最も質量の大きい星は主系列に数百万年しかとどまらないが、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る。^[55]

質量と光度の正確な関係は、エネルギーが核から表面へどれだけ効率的に輸送されるかによって決まる。不透明度が高いほど断熱効果があり、より多くのエネルギーが核に保持されるため、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ない。対照的に、不透明度が低いほどエネルギーはより速く逃げるため、恒星は平衡を維持するためにより多くの燃料を燃やさなければならない。^{[56]不透明度が十分に高いと、}対流によるエネルギー輸送が発生し、平衡を保つために必要な条件が変化する可能性がある。^[16]

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、これは温度の上昇に対してほぼ一定である。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、光度は星の質量のおよそ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。^[12]

進化の軌跡

主系列星が中心核の水素を消費すると、エネルギー生成が失われて重力崩壊が再開し、主系列から外れて進化する。HR図上で星がたどる道筋は進化軌道と呼ばれる。^[57]

0.23M☉ ^[58]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、白色矮星になるほど古い恒星はありません。

0.23 M _☉よりも質量の大きい恒星では、ヘリウム核を取り囲む水素が十分な温度と圧力に達して核融合を起こし、水素燃焼殻を形成し、恒星の外層が膨張して冷却します。これらの恒星が主系列から離れていく段階は、準巨星分岐として知られています。これは比較的短く、その時点で観測される恒星がほとんどないため、進化の軌跡におけるギャップとして現れます。

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る。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図で顕著に現れる。これらの星は最終的に白色矮星としてその生涯を終える。^[59]^[60]

最も質量の大きい恒星は赤色巨星にはならず、その代わりにその中心核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融合させ、超巨星として知られている。それらはH-R図の上部を横切る主系列からほぼ水平の進化の軌跡を辿る。超巨星は比較的まれであり、ほとんどのH-R図では目立たない。その中心核は最終的に崩壊し、通常は超新星につながり、中性子星かブラックホールが残る。^[61]

ほぼ同時に星団が形成されると、これらの星の主系列寿命は個々の質量に依存する。最も質量の大きい星が最初に主系列を離れ、その後に質量の小さい星が順に続く。星団内の星が主系列を離れる位置は、転換点として知られている。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る。^[62]

参照

天体リスト

注記

^ これらの値の差を測定することで、距離に応じて等級を補正する必要がなくなります。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。
^ 太陽は典型的なG2V型の星です。

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さらに読む

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