恒星進化と HR 図のシミュレーター
このシミュレーションの式
| L | 光度 (太陽 = 1) | L = 4πR²σT⁴: 温度が 2 倍の星は、1 平方メートルあたり 16 倍の光を出します | |
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| R | 半径 (太陽 = 1) | 巨星と白色矮星の両方が画面に収まるよう、立方根で描いています | |
| T | 地表温度 | 色を決めます: 約 3,500 K より低いと赤、約 6,000 〜 10,000 K で白、それより高いと青 |
現在の値を入れると：
| M | 星の質量 (太陽 = 1) | 質量光度関係: 太陽の 10 倍の質量の星は数千倍明るくなります |
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現在の値を入れると：
| t_MS | 主系列にいる期間 | 燃料を燃える速さで割ったもの。表示している寿命は恒星モデルによるものです |
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現在の値を入れると：
| M_WD | あとに残る白色矮星の質量 | 約 8 太陽質量未満の星についての経験的な近似式。どの白色矮星もチャンドラセカール限界 (約 1.4 太陽質量) を超えられません |
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現在の値を入れると：
恒星進化シミュレーターの使い方
- 星の質量を、太陽の 10 分の 1 から 40 倍までの範囲で選びます。星は中心核で水素を燃やす主系列から始まり、1 段階に数秒ずつかけて年を取っていきます。次の段階を押すと先に進み、速さも変えられます。画面上の星は膨らみ、縮み、色を変えます。巨星と白色矮星の両方が収まるよう、半径の立方根で描いています。
- グラフはヘルツシュプルング・ラッセル図です。光度が上向き、表面温度が横軸で、高温の星ほど左にあります。星のたどる道は青、主系列は灰色の帯、太陽の道筋は破線で描かれます。結果には年齢、光度、温度、半径、主系列にいる期間、最後に残るものが表示されます。
- 質量を比べてみましょう。太陽は赤色巨星を経て白色矮星になり、15 太陽質量の星は赤色超巨星になって超新星爆発を起こし中性子星を残し、40 太陽質量の星はブラックホールになります。0.1 太陽質量の赤色矮星は、これまでの宇宙の年齢よりも長生きします。黒体放射シミュレーターで、温度が星の色を決める理由がわかります。
よくある質問
ヘルツシュプルング・ラッセル図とは何ですか?
星を光度と表面温度で並べた図で、1910 年ごろにアイナー・ヘルツシュプルングとヘンリー・ノリス・ラッセルが描きました。ほとんどの星は主系列と呼ばれる斜めの帯の上にあり、高温で明るい青い星から低温で暗い赤色矮星まで並びます。巨星と超巨星はその上、白色矮星はその下にあります。図上の位置から、星が一生のどの段階にあるかがわかります。
重い星ほど寿命が短いのはなぜですか?
星の光度はおおよそ質量の 3.5 乗に比例して大きくなります。太陽の 10 倍の質量の星は燃料も 10 倍ですが、それを何千倍もの速さで燃やします。太陽は主系列に約 100 億年とどまりますが、10 太陽質量の星は約 2,000 万年です。
太陽はこれからどうなりますか?
約 50 億年後に中心核の水素を使い果たし、水星と金星、もしかすると地球ものみ込むほど大きな赤色巨星に膨らみます。その後、約 1 億年ヘリウムを燃やし、外層を惑星状星雲として放出します。中心核は地球ほどの大きさの白色矮星として残り、ゆっくり冷えていきます。
星が白色矮星、中性子星、ブラックホールのどれになるかは何で決まりますか?
質量です。約 8 太陽質量より軽い星は白色矮星を残し、白色矮星は約 1.4 太陽質量を超えられません。それより重い星は中心核が超新星爆発の中で崩壊して中性子星になり、最も重い星はブラックホールを残します。正確な境目は、星が星風でどれだけ質量を失うかによって変わり、まだはっきりしていません。
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