恒星の明るさ・色・スペクトル

恒星は内部の核融合などによって光る高温の天体です。見かけの明るさだけでは、星の大きさも距離も分かりません。色、スペクトル、距離、時間変化を合わせることで、星の物理的な性質を読み解きます。

重力と圧力が支える構造

主系列星では、重力が内部へ引く効果と圧力の外向きの勾配がおおむねつり合っています。中心で水素がヘリウムへ変わる核融合は、失われるエネルギーを補います。星全体が爆弾のように一度に燃えるのではなく、温度や密度が十分な中心領域で反応が進みます。核融合は酸素との化学反応ではないため、星が光るのに外から空気を供給する必要はありません。

色と温度を結びつける

恒星の連続光は黒体放射を近似として理解でき、高温ほど短い波長の光の割合が大きくなります。青白い星は赤い星より一般に表面温度が高いのです。ただし星間の塵は短波長の光を強く減らすため、本来青い星が赤く見えることもあります。写真の色もフィルターや画像処理に依存します。測定された色から温度へ変換するには、減光や装置の応答を補正します。

明るさには二種類ある

光度は星が単位時間に放つエネルギーで、見かけの明るさは観測者の位置で受け取る光です。吸収を無視すれば、同じ星でも距離が二倍になると単位面積に届く光は四分の一になります。年周視差などで距離を測れば、見かけの明るさから光度を推定できます。近くの暗い星が遠くの明るい星より明るく見えることもあるため、夜空の見た目と星本来の性質は分けます。

スペクトルとHR図

吸収線は元素の存在、電離状態、温度、表面重力などを反映します。線が弱いことが、直ちにその元素が少ないことを意味するわけではありません。横軸に温度、縦軸に光度をとるHR図には、主系列、巨星、白色矮星などの分布が現れます。同じ温度でも光度が違う星は、半径が異なり得ます。星団のHR図は、同じころ生まれた星が質量に応じてどう進化するかを調べる手段です。

質量を測ることの大切さ

連星では公転周期や速度などから質量を推定でき、恒星モデルの検証に役立ちます。主系列では一般に質量の大きい星ほど明るく、燃料を速く消費します。大きな燃料庫をもつから必ず長生きするわけではありません。変光、自転、伴星との物質交換も性質に影響するため、一つの色や明るさだけで星の年齢や運命を決めることには限界があります。

関連項目