主系列
恒星の色と明るさのグラフに現れる連続した恒星の帯
ヘルツシュプルング・ラッセル図は、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顕著な斜線として見えます。この図は、ヒッパルコスカタログの22,000個の星と、グリーゼ近傍星カタログの1,000個の低光度星（赤色矮星と白色矮星）を示しています

天体物理学において、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で、連続した明確な帯として現れる恒星の分類である。恒星はその一生の大部分を主系列で過ごし、その間、中心核での水素燃焼が支配的となる。これらの主系列星、あるいは矮星と呼ばれることもあるこれらの恒星は、宇宙で最も数が多い真の恒星であり、太陽もその一つである。色と等級の関係を示すグラフは、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・ラッセル図として知られている。

ガス星雲が十分な重力崩壊を起こすと、中心核に集中する高圧と高温が水素からヘリウムへの核融合を引き起こします（恒星を参照）。この過程で生じる熱エネルギーは、高温で高密度の中心核から放射され、強い圧力勾配を生み出します。この圧力勾配が、重力による恒星の崩壊を抑制し、恒星を静水圧平衡状態に維持します。主系列における恒星の位置は、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。結果として、放射は恒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ており、特に太陽の質量の1.3～1.5倍を超える恒星の中心核では、年齢と化学組成にも依存します

天体物理学者は、化学組成について議論する際に、一般的に恒星の金属量を参照します。これは、恒星に存在するヘリウムより重い元素の存在量です。例えば、現在太陽の質量に占める水素の割合（Xと表記）は74.9%です。ヘリウム（Yと表記）の場合は23.8%で、これは恒星の金属量、つまり他のすべての元素の質量分率が1.3%（Zと表記）であることを意味します。これは、同様の質量の主系列恒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、エネルギー生成は放射されたり、恒星の外層に伝達されたりすることなく、中心核に集中したままでいることができます。この高温の環境は核融合を加速し、恒星が主系列で過ごす時間を短縮します

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ます。太陽は、約 1.5  M ☉以下の主系列の恒星と同様に、主に一連の段階を経て水素原子を融合させ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、核融合プロセスは主に炭素、窒素、酸素の原子をCNO サイクルの中間体として使用し、水素原子からヘリウムを生成します。陽子-陽子連鎖は依然として発生しますが、生成するエネルギーは CNO サイクルよりも少なくなります。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では、中心核で対流が起こり、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。この質量より下の星では、表面近くに対流層がある完全に放射性の核になります。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星の割合は着実に増加します。 0.4 M☉未満の主系列星は、 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、ヘリウムに富む中心核が形成され、その周囲は水素の外層に囲まれます。

星の質量が大きいほど、主系列における寿命は短くなります。中心核の水素燃料が消費されると、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

20世紀初頭には、星の種類と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明確な特徴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・ピカリングは、後に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アイナル・ヘルツシュプルングは、ハーバード分類でK星とM星に分類される最も赤い星が、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あることに気づきました。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。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ました。これらのグラフは、星が連続して並ぶ顕著な系列を示しており、彼はこれを主系列と名付けました。[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ました。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ました。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ました。これらの星のスペクトル型と絶対等級をプロットしたところ、矮星は明確な関係に従うことを発見しました。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ました。[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ました。しかし、巨星は矮星よりもはるかに明るいため、同じ関係には従いません。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」と提唱しました。同じ曲線は、暗い白い星が非常に少ないことも示していました。[3]

1933年、ベンクト・ストロムグレンは、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]この名称は、20世紀初頭にヘルツシュプルングとラッセルの両者がこの手法を並行して発展させ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るにつれて、同じ組成の星の場合、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、星の化学組成と主系列における位置がわかれば、星の質量と半径を推定できます。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、この関係は不均一な組成の星では多少崩れることが発見されました。[5]

1943年、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、星の分類のための洗練された体系が発表されました。[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階級が各星に割り当てられました。ハーバード分類は、スペクトルと温度の関係が明らかになる以前に、水素スペクトル線の強度に基づいて各星に異なる文字を割り当てることで開発されました。温度順に並べ、重複する階級を除いた場合、星のスペクトル型は、温度の降順、色は青から赤へと、O、B、A、F、G、K、Mの順になりました。（この星の階級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」です。）光度階級は、光度の降順でIからVまでの範囲でした。光度階級Vの星は主系列に属しました。[7]

2018年4月、天文学者たちは、地球から90億光年離れた場所にある、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レンズ星1 ）を発見したと報告しました。[8] [9]

形成と進化

星形成
天体分類
理論的概念
ゼロ年齢の主系列と進化の軌跡
太陽のような星の激しい若さ

原始星が局所的な星間物質にあるガスと塵の巨大分子雲の崩壊から形成される際、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、および微量のその他の元素で構成される。[10]星の初期質量は、雲内の局所的な条件によって決まる。（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る。）[11]初期の崩壊中に、この主系列前期の星は、重力収縮によって生じる圧力の上昇によって熱エネルギーを生成する。この段階では、水素が点火するまで、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呼ばれる時間収縮する。この時間スケールは、星が内部の運動エネルギーを放射することで存続できる時間の長さを表す。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によってエネルギーを生成し始める。[7]核タイムスケールは、星がこの次の段階で持続できる時間の長さを説明するのに役立ちます。

水素の核融合が支配的なエネルギー生産プロセスとなり、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]恒星は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] 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ます。この時点から、恒星の明るさと表面温度は通常、年齢とともに増加します。[15]

恒星は、核内のかなりの量の水素が消費されるまで主系列上の初期位置近くに留まり、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方と右側に移動します。）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

星形成領域にある高温で明るいO型主系列星。これらはすべて、スペクトル型Oの明るい星を含む多くの高温の若い星を含む星形成領域です。 [16]

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。

特性

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ます。この線が顕著なのは、スペクトル型と光度はどちらも、少なくともゼロ次近似では、星の中心部で水素を融合させている限り、星の質量のみに依存するためです。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ます。[18]

星の温度は、光球内のプラズマの物理的特性への影響を通じて、そのスペクトル型を決定します。波長の関数としての星のエネルギー放射は、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、色指数B − Vによって与えられます。これは、フィルターを用いて青色（B）と緑黄色（V）の光で星の等級を測定します。 [注1]この等級の差は、星の温度の尺度となります。

矮星の用語

主系列星は矮星と呼ばれます[19] [20]。しかし、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、例えば赤色矮星、オレンジ矮星、黄色矮星などは、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、より高温の青や白の星では、主系列上にあるいわゆる「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。最も高温の星では、こ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。それでもなお、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] 。

主系列を意味する「矮星」という一般的な用法は、別の意味で混乱を招きます。なぜなら、主系列星ではない矮星が存在するからです。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す。これらは、多くの主系列星の最終的な進化段階を表しています。[22]

パラメータ

各スペクトル型の主系列星の比較

星を黒体として知られる理想的なエネルギー放射体として扱うことで、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 T effと関連付けることができます。

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・ボルツマン定数です。HR図上の星の位置は、そのおおよその光度を示しているため、この関係を使用して半径を推定することができます。[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 つ目はシュテファン・ボルツマンの法則で、光度L、半径R、および表面温度T effを関連付けます。2 つ目は質量と光度の関係で、光度Lと質量Mを関連付けます。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桁を超えると 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、その増加が極めて緩やかであるのは、コア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。

より良い近似値は、単位質量あたりのエネルギー生成率ε = L / Mとすることです。εはT I 15に比例し、T Iは中心核の温度です。これは、少なくとも太陽と同じ質量でCNOサイクルを示す恒星に適しており、R ∝ M 0.78というより近い近似値を与えます。[24]

サンプルパラメータ

下の表は、主系列に沿った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、太陽（スペクトル分類G2 Vの矮星）を基準としています。恒星の実際の値は、以下にリストされている値から最大20～30%異なる可能性があります。[25] [なぜ？ ]

主系列恒星パラメータ表[26]
恒星の
クラス 		半径、
R / R ☉ 		質量、
M / M ☉ 		光度、
L / L ☉ 		温度
（K） 		例[27]
O2 12 100 800,000 50,000 BI 253
O6 9.8 35 180,000 38,000 オリオン座シータ1 C
B0 7.4 18 20,000 30,000 オリオン座ファイ1星
B5 3.8 6.5 16,400 アンドロメダ座π星A
A0 2.5 3.2 80 10,800 かんむり座α星A
A5 1.7 2.1 20 8,620 がか座β星
F0 1.3 1.7 6 7,240 おとめ座γ星
F5 1.2 1.3 2.5 6,540 おとめ座η星
G0 1.05 1.10 1.26 5,920 かみのけ座β星
G2 0 5,780 Sun[note 2]
G5 0.93 0.93 0.79 5,610 Alpha Mensae
K0 0.85 0.78 0.40 5,240 70 Ophiuchi A
K5 0.74 0.69 0.16 4,410 61 Cygni A[28]
M0 0.51 0.60 0.072 3,800 Lacaille 8760
M5 0.18 0.15 0.0027 3,120 EZ Aquarii A
M8 0.11 0.08 0.0004 2,650 Van Biesbroeck's star[29]
L1 0.09 0.07 0.00017 2,200 2MASS J0523−1403
Representative lifetimes of stars as a function of their masses

Energy generation

Logarithm of the relative energy output (ε) of proton–proton (PP), CNO and triple-α fusion processes at different temperatures (T). The dashed line shows the combined energy generation of the PP and CNO processes within a star. At the Sun's core temperature, the PP process is more efficient.

すべての主系列星は、核融合によってエネルギーが生成される中心核領域を持っています。この中心核の温度と密度は、星の残りの部分を支えるエネルギー生産を維持するために必要なレベルにあります。エネルギー生産量が減少すると、その上にある質量によって中心核が圧縮され、温度と圧力の上昇により核融合率が上昇します。同様に、エネルギー生産量が増加すると星は膨張し、中心核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力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採用しており、それぞれの種類によるエネルギー生成率は核領域の温度に依存します。天文学者は、どちらの核融合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-陽子連鎖によって生成され、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、核温度が十分に高いため、CNOサイクルを効率的に利用できます（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、酸素の原子を中間体として 使用します

恒星の中心温度が1800万ケルビンの場合、PP過程とCNOサイクルは同等の効率を示し、それぞれの種類が恒星の正味光度の半分を生成します。これは約150 万ケルビン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、スペクトル型F以下の恒星は下部主系列に属し、A型以上の恒星は上部主系列に属します。[15]一次エネルギー生産におけるある形態から別の形態への移行は、太陽質量1つ未満の差で発生します。太陽質量1つの恒星である太陽では、CNOサイクルによって生成されるエネルギーはわずか1.5%です。[32]対照的に、180 万ケルビン以上の恒星は、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☉です。[ 34]この限界の理論的な説明は、この質量を超える星は安定を保つのに十分な速さでエネルギーを放射できないため、追加の質量は星が安定限界に達するまで一連の脈動で放出されるというものです。[35]持続的な陽子-陽子核融合の下限は約0.08  M☉ 、つまり木星の質量の80倍です。[31]この閾値より下には、水素核融合を維持できない恒星下天体があり、褐色矮星として知られています。[36]

構造

この図は太陽のような星の断面を示しており、内部構造を示しています

核と表面、つまり光球の間に温度差があるため、エネルギーは外向きに輸送されます。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。エネルギーが放射によって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全体的な動きによって輸送され、高温の物質は上昇し、低温の物質は下降します。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、急激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率は温度に非常に敏感であるため、核融合は中心部に集中します。その結果、中心部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]中心部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、主系列の寿命の間に星内のより多くの水素が消費されるようになります。大質量星の外側の領域では、対流はほとんどまたは全くなく、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ます。[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たコア領域を持ち、表面近くには外層を混合する対流層があります。その結果、ヘリウムに富むコアが着実に形成され、その周囲を水素に富む外層が囲みます。対照的に、冷たく非常に低質量の星（0.4 M☉未満 ）は、星全体が対流を起こします。[11]このように、コアで生成されたヘリウムは星全体に分布し、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ます。[30]

光度と色の変化

太陽は主系列星の最もよく知られた例です

主系列星の中心部に非核融合ヘリウムが蓄積するにつれて、単位質量あたりの水素の存在量が減少するため、その質量内での核融合率は徐々に低下します。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、水素に富む物質は、核融合が起こるのに十分な圧力がかかる深さのヘリウムに富む核の周りの殻に運ばれます。この殻からの高出力は、星の上層をさらに押し出します。これにより、星の半径が徐々に増加し、結果として時間の経過とともに光度が増加します。[15]例えば、初期の太陽の光度は現在の値の約70%に過ぎませんでした。[40]このように、星は年をとるにつれてHR図上の位置を変えます。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ます。[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、観測される恒星パラメータを変化させる可能性のある未分離の連星の存在などが挙げられます。しかし、恒星の色や明るさに影響を与えるパラメータは質量だけではないため、完璧な観測であっても主系列は曖昧になります。初期の元素組成、恒星の進化状態[42] 、[43]、近傍の伴星との相互作用[43] 、[44]、あるいは磁場によって引き起こされる化学組成の変動は、主系列星のHR図の位置をわずかに変化させる可能性があり、これらはほんの一例です。例えば、主系列のすぐ下に位置する、金属の少ない恒星（ヘリウムよりも原子番号が大きい元素の組成が非常に少ない恒星）があり、準矮星として知られています。これらの恒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形成します。[45]

HR図のほぼ垂直な領域は不安定帯として知られ、セフェイド変光星として知られる脈動変光星で占められています。これらの星は一定の間隔で等級が変化し、脈動しているように見えます。この帯は、太陽の1～2倍の質量を持つA型およびF型星の領域で主系列の上部と交差しています。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ます。この領域の主系列星は等級の変化が小さいため、この変化を検出することは困難です。[46]ベータ・ケフェイ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す。

寿命

この図は、年齢がゼロの主系列星の質量と光度の関係の例を示しています。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、中心核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では、中心核で生成される熱エネルギーは、表面から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与えるため、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ることで推定できます。[47]

質量が 0.5 M ☉以上の恒星では 、中心核の水素が枯渇して膨張し赤色巨星になると、ヘリウム原子を融合して炭素を形成し始めることがあります。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、恒星の光度は増加します。[48]このため、この段階での時間は主系列の寿命に比べてずっと短くなります。(例えば、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 億年かかります。) [49]そのため、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、次のべき乗則に従って、全質量（ M ）にほぼ比例します。

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、恒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、[53]主系列の全寿命はおよそ10 10年になります。したがって、次のようになります。 [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 ⨀ {\displaystyle M_{\bigodot }} L ⨀ {\displaystyle L_{\bigodot }} τ MS {\displaystyle \tau _{\text{MS}}}

質量の大きい星は燃焼する燃料が多く、直感的にはより長く続くと予想されるかもしれませんが、質量が増加すると比例して放射量も増加します。これは星の状態方程式によって要求されます。質量の大きい星が平衡を維持するためには、中心核で生成される放射エネルギーの外向きの圧力が、外層から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、実際に上昇します。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留まらない可能性がありますが、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ります。[55]

質量と光度の正確な関係は、中心核から表面へのエネルギー輸送効率によって決まります。不透明度が高いほど断熱効果があり、中心核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。一方、不透明度が低いほどエネルギーはより速く逃げるため、恒星は平衡状態を維持するためにより多くの燃料を燃焼させる必要があります。[56]不透明度が十分に高くなると、対流によるエネルギー輸送が発生し、平衡状態を維持するために必要な条件が変化します。[15]

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ており、電子散乱は温度の上昇に対してほぼ一定です。したがって、光度は星の質量の3乗に比例して増加します。[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乗に比例して変化します。[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します。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ります。しかし、これらの改良でさえも近似値に過ぎず、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ります。[11]

進化の軌跡

太陽のような星の進化の軌跡

主系列星が中心部の水素を使い果たすと、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します。HR図上で星が辿る軌跡は進化軌跡と呼ばれます。[57]ゼロ年齢主系列（ZAMS）と呼ばれる軌跡は、異なる質量の星が主系列の生涯を開始する軌跡であり、終末年齢主系列（TAMS）と呼ばれる軌跡は、異なる質量の星が中心部の水素を枯渇させたときに主系列の生涯を終える軌跡です。[58]

2つの散開星団のHR図： NGC 188 （青）はM67 （黄）よりも古く、主系列からの離脱が低いことを示しています。2つの散開星団の外側の点は、ほとんどが散開星団とは関係のない前景と背景の星です

0.23M☉ [59]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、これが起こるほど古い恒星は存在しません。

0.23 M☉より質量の大きい恒星では 、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、恒星の外層を膨張させて冷却します。これらの恒星が主系列から離れていく段階は、準巨星枝として知られています。この段階は比較的短く、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、HR図で顕著に現れます。これらの星は最終的に白色矮星としてその寿命を終えます。[60] [61]

最も質量の大きい恒星は赤色巨星にはなりません。その代わりに、その中心核は急速にヘリウムを、そして最終的にはより重い元素を融合させるのに十分な高温になり、超巨星として知られています。超巨星は、HR図の上部を横切るように、主系列からほぼ水平な進化の軌跡を辿ります。超巨星は比較的まれであり、ほとんどのHR図では目立ちません。その中心核は最終的に崩壊し、通常は超新星爆発につながり、中性子星またはブラックホールを残します。[62]

ほぼ同時に星団が形成される場合、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離れていきます。星団内の星が主系列を離れる位置は、分岐点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]

関連項目

注記

  1. ^ これらの値の差を測定することで、距離による等級補正の必要性がなくなります。ただし、星間減光の影響を受ける可能性があります。
  2. ^ 太陽は典型的なG2V型星です。

参考文献

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