Post on 29-Apr-2019
O5 B0
A0
F0
G0
K0
M0
5 4.5 4 3.5 log10 Teff (表面温度の対数値)
6
4
2
0
−2
log 1
0L/L
¤
(恒星
光度
比の
対数
値;太
陽=
1)
1M¤
5M¤
30M¤
12M¤
セフ
ァイ
ド不
安定
帯
セフ
ァイ
ド変
光星
δSct
変光
星
αCyg型変光星
ZZ Cet 変光星
DB 変光星
太陽型 変光星
10〜百日
数〜
百日
1〜
6時
間
4〜
20
分
超新星爆発
白色矮星 褐色矮星
1千万度
1億度
5億度
百億度
中心温度
中心密度
M < ~8M¤
M < 0.08M¤
O5 B0
A0
F0
G0
K0
M0
5 4.5 4 3.5 log10 Teff (表面温度の対数値)
6
4
2
0
−2
log 1
0L/L
¤
1M¤
5M¤
30M¤
12M¤
恒星進化の summary
中心部の進化 表面の進化
HR 図 10万度K 3千度K
O5 B0
A0
F0
G0
K0
M0
5 4.5 4 3.5 log10 Teff (表面温度の対数値)
6
4
2
0
−2
log 1
0L/L
¤
(恒星
光度
比の
対数
値;太
陽=
1)
1M¤
5M¤
30M¤
12M¤
白色矮星の 爆発現象 (近接連星系) M < 1.4 太陽質量 新星爆発(Nova) M 〜 1.4 太陽質量 Ia型超新星爆発 (Supernova)
O5 B0
A0
F0
G0
K0
M0
5 4.5 4 3.5 log10 Teff (表面温度の対数値)
6
4
2
0
−2
log 1
0L/L
¤
(恒星
光度
比の
対数
値;太
陽=
1)
1M¤
5M¤
30M¤
12M¤
白色矮星の 爆発現象 (近接連星系) M < 1.4 太陽質量 新星爆発(Nova) M 〜 1.4 太陽質量 Ia型超新星爆発 (Supernova)
-‐19
-‐11
-‐17
-‐15
-‐13
絶対等級
太陽光度 の30億倍
種々の超新星の光度変化
太陽光度 の200万倍
最大光度からの日数
56Ni à 56Co à 56Fe
(半減期: 7日 77日)
小質量星の表面の元素組成 重い原子生成の歴史
生まれた時のガス
核融合反応 で組成が変化
寿命の長い小質量星の 表面は生まれた場所の 星間雲の組成が保存 重
元素含有量
銀河誕生 現在
恒星の生まれた時
2%
我々の銀河の金属量増加の歴史 2つのタイプの超新星爆発の影響
log10 (NFe)star � log10 (NFe)sun
恒星表面(誕生時の物質) の金属量の指標
log 1
0
�N
O
NFe
�
star
�lo
g 10
�N
O
NFe
�
sun
太陽
Ia 型超新星の影響で 鉄の割合が増加
大質量星起源超新星で放出 される酸素と鉄の比率
古い星
酸素
量と
鉄量
との
比の
対数
値
球状星団(M13)
散開星団(スバル)
天文学概論 ー 天体と宇宙の構造とその生立ち ー
資料: hap://astr.tohoku.ac.jp/~saio 試験: 1月24日(予定)
1.太陽系の広がり 2.恒星までの距離と明るさ 3.我々の太陽 4.恒星 5.銀河 6.宇宙の構造
冬の夜の天の川
John Chumack
ペテルギウス (α Ori, Betelgeuse)
リゲル (β Ori, Rigel)
木星
オリオン座
シリウス
北半球夏
太陽
銀河 外方向
銀河 中心 方向
球状星団の重元素量と分布の関係
円盤
垂直距離
球状星団
数
重元素量(太陽比)
0.001 0.01 0.1 1
10
20
(万光年)
5
10
0 10万(光年)
重元素量の少ない 球状星団
重元素量の比較的 多い球状星団