5m - 東北大学天文学教室[tohoku university...

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O5 B0 A0 F0 G0 K0 M0 5 4.5 4 3.5 log 10 T eff (表面温度の対数値) 6 4 2 0 2 log 10 L/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

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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

セフ

ァイ

ド変

光星

δSct

変光

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

4〜

20

脈動変光星の振幅の増加する様子のコンピュータシミュレーション

微小振動振幅の増幅機構    圧縮時に内部からくる放射エネルギーの一部を吸収    吸収したエネルギーが膨張に使われて前回よりわずかに大きな  膨張に

大質量星の超新星爆発

中性子星

〜20km

1054年に超新星が観測

藤原定家 「明月記」

かに星雲(7000光年)

後冷泉院・天喜二年四月中旬以後の丑の時、客星觜・参の度に出づ。東方に見わる。天関星に孛す。大きさ歳星の如し。

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)

近接連星系内での恒星の進化 ロッシュローブ 共通外層 質量の大きい星が速く進化が進み半径が膨張

白色矮星 + 通常の恒星

アクリーションディスクの想像図 NOAO/AURA/NSF

新星爆発

表面温度 百万度 1万度

1万  L¤

新星爆発

アクリーション

白色矮星  

爆発的核融合反応

降積層

(Nova)

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)

Ia  型超新星爆発

1.4M¤の白色矮星  爆発的炭素燃焼    C    +      C    à  ….  à    Fe    白色矮星の約半分の  質量が鉄にとなって  すべて飛び散る  

Ia  型超新星爆発への  二つの道筋

アクリーション → 1.4  M¤

2つの白色矮星の合体 → M  >  1.4  M¤

-­‐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)

Ia  型超新星 — 標準光源

近傍の銀河CGCG  089-­‐013に現れた                        超新星  SN1999BE

銀河本体と同程度の明るさ        遠方銀河までの距離の指標

超新星の分類

I  型             II  型   

水素無              水素無有

Ia                       Ib                          Ic

He  有   酸素

白色矮星の爆発          大質量星の爆発

全て吹き飛ぶ     中性子星 または ブラックホールが残る

鉄、…

超新星爆発で放出される物質の質量(太陽質量単位)

Ia  型超新星 大質量星起源の    超新星

おもに鉄 おもに、酸素、マグネシウム、   シリコン、炭素

星間雲  

主系列星

赤色巨星

超新星

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

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

夏の夜(北半球)の              天の川

天の川は無数の星の集まり

 ベガ  (織姫星)

アルタイル  (彦星)

北極星

アンタレス

デネブ

アルクトゥルス

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

大マゼラン雲

小マゼラン雲

可視光

近赤外(COBE)

遠赤外(IRAS)

ダストによる  減光  

ダストと恒星

ダスト  の黒体  放射

(ダスト=固体微粒子)

NGC  4565 アンドロメダ銀河

我々の銀河の構造

球状星団 銀河ハロー

銀河バルジ

2万6千光年

10万光年

球状星団  M3

散開星団

1万

3千

光年

銀河円盤

円盤内の天体は円軌道で、ハローの天体は楕円軌道で            銀河中心の周りを公転

太陽は約2億年  で一周

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

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

渦巻銀河の中心部からのびる腕

腕の内側に  ダークレーン

腕に沿って   明るい  (大質量星)    中小質量星  は円盤内で  ほぼ均一に  分布

渦状腕

古い恒星

若いO,B型恒星

ダスト層

ガス星雲

ガスの運動

渦状腕の自転

渦巻銀河を円盤に垂直  方向から見た時の構造