星　の　種 類

np - 103

　夜 空 に 輝 く　星 々　　　四 季　　春 夏 秋 冬　　ただ　感 傷 的 に　眺 め て　おりました

　　　　星 について 調 べて みると　いろんな こ と が　わかりました


　　★　　惑 星　　　太 陽 系 の 八 惑 星

　　　　　　　　
　　　　　　　　　太　陽　系　　　　　　 　　　 4 個 の 内 惑 星　　　　　　　　　　4 個 の 外 惑 星

　　　　　　　　　惑 星 は 恒 星 の まわりを 周 回 している 天体　　　自 ら は　光　を 出 さ な い


　　　　　　　

　　　　　　　　　　　　　初 代　　はやぶさ　　が　　探 査　し た　　　小 惑 星　 イ ト カ ワ


　　★　　　　　　恒　　星

　　　　　　　　　　

　　　　　　　　　　　　　　太　　陽　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　ペテルギウス

　　恒　星　　は　、自 ら 光　 を 発 し 、その 質 量 がもたらす 重 力 による 収 縮 に 反 する 圧 力 を 内 部 に 持ち支える、

　　　　　　　ガ ス 体 の 天 体 の 総 称 である [1]。

　 人 類 が 住 む 地 球 から 一 番近 い 恒 星 は 、太陽系 唯 一 の 恒 星 で ある 太 陽 であ る [2



　　★　　　　新　星　　　　超　新　星　　　　　　　　　　　　　　　

　　新 星 （ しんせい ） は 、 激 変 星 （ Cataclysmic Variable star ） の 一 種 である。

　　恒 星 （ 白色矮星 ） の 表 面 に 一時的 に 強 い 爆 発 が 起 こり 、

　　それまでの 光 度 の 数 百 倍 から 数 百 万 倍 も 増 光 する 　現 象 　を 言 う。

　　英語やヨーロッパの言語の多くではノヴァ (nova、複数形 ) と呼び、 変 光 星 の分 類 としてはN型と言う。

　　他 の 類 似 の 激 変 星 と 区別 するために 古典新星 (classical nova) と 言うこともある。

　　超 新 星 と 名 前 が 似ており、大きく分類すれば同じ 激変星 であるが、発生原因や増光の原理は大きく異なる。

　　　また、「新しい星」 が 生まれる 現 象 でもない

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　

　　　　　　　　　超 新 星　は　新 星 よ り　はるかに　巨 大 な　ものをいう



　　★　　　中　性　子　星



　　　　　　　　　　　　　　　　

　　　　中 性 子 星　は　巨 大 な　恒 星　が その　一 生 を　終える ときに　生 ま れ る

巨 大な恒　星　が その　一 生 を　終える とき、普 段　の大きさの数 十 倍に　膨　張　してついに大 爆 発を　起 こ す

　　　　　　　ガス　塵　となって　四 散 するが　中 心 部 に　小 さい　星　が 残 る

　　　 　　　　　　こ れ が　中 性 子 星　で す　　　　


　　　　　　　　　　以下　　Wikipedia　中性子星　より　　Copy

　中性子星（ちゅうせいしせい、neutron star）とは、質量の大きな恒星が進化した最晩年の天体の一種である。

中性子星は質量が太陽程度、半径10km程度、大気の厚さは1m程度で、中性子が主な成分の天体である。

密度は太陽の密度の1014倍以上もあるとされている。具体的な数値で表すと1cm³当たりで10億 トン　

　　とその桁外れに大きい密度のため、中性子星表面での重力は地球の重力の 2×1011倍 もの大きさがあり、

　　　　　脱出速度は光速の 1/3 に達する。

中性子星は大質量の恒星の超新星爆発によってその中心核から作られるが、

中性子星として存在できる質量にはトルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界と呼ばれる上限値があり、

それを超えるとブラックホールとなる。上限の質量は、太陽質量の1.5倍から2.5倍の範囲にあると考えられている[1]。

　　下限は太陽質量の0.1倍から0.2倍程度



　　★　　　ブラック　ホール

　　　　　

　　　　　　　ブラック　ホール　は　質 量　密 度　が　中性子星　より　はるかに　大きい　天 体

　　　　ブラックホール　は　そ の 質 量　密 度　が 限 り な く　大 き く て　光　も 脱 出　できない　

　　　　　　右 上　イラスト　に　見るように　質 量　　重 力　　引 力　が　大きいため

　　　　　　　近 接 する　巨 大 恒 星　より　ガス　塵　を　吸 い 寄 せ て　しまう



　　★　　　　パルサー　

　　　　　　　　　　　　　
　　　

　　　パルサー　（pulsar） は、 パルス 状 の 可視光線 、電 波、X 線 を 発 生 する 天 体 の 総 称。

　　　　1967年にアントニー・ヒューイッシュとジョスリン・ベルによって 発 見 された。

　超新星爆発 後 に 残った 中性子星 が パルサー の 正 体 であると考えられており、現在は約 1600 個 確 認 されている。

　　　パルスの 間 隔 は 数 ミリ 秒 から 数 秒 が多いが、まれに 5 秒 を超えるパルスを発するパルサーも存在する。

　　　その周期は極めて安定している。極めて安定した 発光間隔 を 持っているため、

　　　灯台に準え宇宙の灯台などの異名がある。NASAのパイオニア惑星探査機に積まれていた金属板には、

　　　銀河系内での地球の位置を表すために、地球から見た14個のパルサーの方向とパルスの周期が書かれている。

　　　ヒューイッシュとベルが発見した当初、電波の周期が自然由来のものとは思えないほど規則的だったため、

　　　地球外知的生命体による人為的な信号ではないかとも考えられ、電波源には「緑の小人 (Little Green Man)」を

　　　意味する LGM-1 の名が与えられていた。後にこのパルサーは CP 1919 と名づけられ、

　現在では PSR B1919+21 と命名されている。ヒューイッシュはこの功績によって1974年のノーベル物理学賞を受賞した

　　　CP 1919 は電波を放射しているが、X線やガンマ線を放射するパルサーも見つかっている。

　　　現在では、放射のエネルギー源によっておよそ3種類のパルサーに分類されている

　上記の3種類全てで、パルサーの本体は中性子星であるが、観測される現象や現象の元にある物理過程は大きく異なっている。

　　　しかしこれらの間には相互につながりがある。

　　例えば、X線パルサーはかつては自転エネルギーで駆動するパルサーだったものが、

　　　その回転エネルギーをほとんど失った後、連星系の相手の星が膨張して物質の降着が始まり、

　　　再び観測されるようになったものであると考えられている。また、このような中性子星への物質の降着が起こると、

　　　それに伴って角運動量が中性子星に与えられるため、再び自転エネルギーを得てミリ秒パルサーとして

　　　　復活するという過程も考えられる。



　　★　　　　矮　　星　　( わいせい )　

　　　　　　　　　
　　　　　白 色 矮 星　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　 　　　　褐 色 矮 星

　　　矮 星 （わいせい） は 、 恒 星 あるいは それに 準 じ る 天 体 でありながら 、 ご く 小 さ い ものをさす。

原始星　（げんしせい）とは、誕生初期の恒星のことで、暗黒星雲の一部が自己の重力で収縮しはじめ、

可視光でも観測できるおうし座T型星になる前の状態までを指す。

暗黒星雲が近くの超新星爆発などによる衝撃波を受けると、それによって物質の濃淡ができる。

濃くなった部分は重力が強くなるので、周囲の物質を引きつけさらに物質の濃度が濃くなる。

するとさらに重力が強くなり、加速度的に濃度が濃くなっていく。このようにして原始星が誕生する。

原始星には周囲からさらに物質が集積してくるので、降着円盤が形成され、原始星に取り込まれきれなかった物質は、

円盤に垂直な方向へ宇宙ジェットとして放出される。この宇宙ジェットが周囲の星雲の物質と衝突して輝いているのが

ハービッグ・ハロー天体である。

原始星には周囲の物質が超音速で落下していき衝撃波面が形成されている。

その面で落下物質の運動エネルギーが一気に熱に変わっている。そのため、原始星は主系列星よりも非常に明るく輝いている。

この時は原始星はまだ周囲を暗黒星雲に覆われているため、星雲の外からは可視光では観測できず赤外線だけが観測される。

この状態は、それを理論的に導出した日本の宇宙物理学者・林忠四郎にちなんで林フェイズと呼ばれる。

原始星は自己の重力でゆっくりと収縮していき、その際の重力エネルギーの解放で徐々に中心核の温度を上げていく。

また、恒星風により周囲の暗黒星雲を吹き飛ばす。こうして可視光でも観測可能になった星がおうし座T型星である。

さらに中心核の温度が上昇し、水素の核融合反応が開始されると主系列星となる。

原始星フレアの温度はおよそ　1億度　で、エネルギーは太陽フレアの　約　1万　倍　にもなる[1]。

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