恒星の分類のソースを表示

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'''恒星の分類'''では、恒星を分類する方法について説明する。

== 基礎知識の導入 ==
以下の説明において必要な基本的な知識を導入する。

[[File:Light dispersion of a mercury-vapor lamp with a flint glass prism IPNr°0125.jpg|250px|thumb|right|光をプリズムに通した際の写真。]]
太陽光をプリズムに通すと、光は分散して虹色の光が見える。この虹色の帯を'''スペクトル'''という。

[[ファイル:Fraunhofer lines.jpg|250px|thumb|right|フラウンホーファー線の画像。]]
太陽光のスペクトルを詳しく見ると、暗い筋が多数見られる。これを、発見者の名にちなんで'''フラウンホーファー線'''、または'''吸収線'''、'''暗線'''と呼ぶ。右図で「F」に位置するのは水素のフラウンホーファー線である。

== スペクトル分類 ==
恒星は、フラウンホーファー線の現れ方によって分類できる。温度が高い恒星では水素のフラウンホーファー線が顕著に見られ、温度が低い恒星では重元素のフラウンホーファー線が強調される傾向にある。恒星は温度の高いものから順に、O、B、A、F、G、K、Mというアルファベットで分類される。O型は青く、M型は赤い。

さらに、アルファベットの後ろに0から9までの数字を付けて、温度の細かい違いを示すことができる。0に近いほど温度が高く、9に近いほど温度が低い。

また、光度（明るさ）による分類も行われる。最も明るい星は'''極超巨星'''で「0」、最も暗い星は'''白色矮星'''で「VII」に分類される。

通常、これらの分類を組み合わせた'''MK分類'''が使用される。たとえばK型の主系列星は「K5V」と表される<ref>ここでは「K'''5'''V」と表したが、K型の主系列星には「K7V」や「K0V」なども存在するため、K型主系列星=K5Vという誤解を招かないように注意。</ref>。

== HR図 ==
[[ファイル:HR-diag-no-text-4.svg|250px|thumb|right|HR図。]]
右図は恒星の分類を示した'''ヘルツシュプルング・ラッセル図'''（'''HR図'''）である。縦軸は絶対等級、横軸はスペクトル型を表しており、上に行くほど明るく、右に行くほど温度が低い。

図には0からVIIまでの分類が示されており、以下に代表的な恒星の例を挙げる。
* 0 - 極超巨星 - ピストル星
* I - 超巨星 - リゲル
* II - 輝巨星 - カノープス
* III - 巨星 - ミラ
* IV - 準巨星
* V - 主系列星 - 太陽
* VI - 準矮星 - カプタイン星
* VII - 白色矮星 - シリウスB

また、これらの分類以外に、特異な性質を持つ恒星には特別な名前が付けられている。たとえば、スペクトル型のO型よりも左に位置する'''WR星'''（'''ウォルフ・ライエ星'''）は、輝線が特徴的で、酸素、窒素、炭素の輝線によりWO型、WN型、WC型に細分化される。

一方、M型よりも右に位置するL型やT型の恒星には、'''褐色矮星'''や、恒星になる前の初期段階にある'''YSO'''（若い星状天体）などが含まれる。

== 連星と多重星 ==
2つの恒星が共通の重心を回っているものを'''連星'''という。明るい方の星を'''主星'''、暗い方の星を'''伴星'''と呼ぶ。

連星にはいくつかの種類があり、実際に2つの恒星が見えるものは'''実視連星'''、光度が周期的に変化するものは'''食連星'''、視線速度の変化で発見されるものは'''分光連星'''である。

また、方向が同じために見かけ上重なって見えるものを'''二重星'''という。さらに3つ以上の恒星が関係するものは'''多重星'''と呼ばれる。

食連星のスペクトル線は、ドップラー効果によって波長にズレが生じるため、公転周期を求めることができる。ケプラーの第三法則を使うと次のようになる。

<math> \frac{a^3}{T^2} = \frac{G (M+m)}{4\pi^2} </math>

（a: 平均距離、T: 公転周期、G: 万有引力定数、M: 主星の質量、m: 伴星の質量）

主星と伴星の共通重心までの距離がわかれば、mをMで表し、Mを求めることができる<ref>主星から重心までの距離をa<sub>M</sub>、伴星から重心までの距離をa<sub>m</sub>とするとM:m=a<sub>m</sub>:a<sub>M</sub>となる。</ref>。

連星の質量がわかると、質量と光度の関係を調べることができ、光度は質量の3乗から4乗に比例する。これを'''質量光度関係'''という。この関係は、質量が増えるほど核融合反応が活発になることを示している。

== 脚注 ==
{{reflist}}
{{デフォルトソート:こうせいのふんるい}}
[[Category:恒星]]