しゅけいれつ‐せい【主系列星】
主系列星
出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2023/11/29 05:50 UTC 版)
主系列星[1] (しゅけいれつせい、英: main sequence star[1]) とは、恒星の有効温度と明るさを示した図であるヘルツシュプルング・ラッセル図 (HR図) 上で、左上(明るく高温)から図の右下(暗く低温)に延びる線である主系列 (英: main sequence) に位置する恒星をいう[2]。矮星ともいう[3]。
注釈
- ^ 太陽は典型的な G2V 型の恒星である。
出典
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主系列星
出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2022/05/09 08:25 UTC 版)
ベテルギウスの初期質量は、様々な恒星進化モデルを検証して現在観測されている特性と一致させることによってのみ推定することができる。 モデルにも観測されている現在の特性にも含まれる未知数は、ベテルギウスの初期の様子にかなり不確実性があることを意味しているが、通常は初期質量が10 - 25太陽質量の範囲にあると推定され、最近のモデルでは15 - 20太陽質量という値が与えられている。金属量は、太陽よりもわずかに多いが、概ね太陽に類似していると仮定される。初期の自転速度についてはさらに不確実だが、低速から中速程度の速度であったとするモデルが現在のベテルギウスの特性に最もよく一致している。主系列星の段階にあったベテルギウスは、スペクトル分類がO9V型のような、高温の明るい星であったとされている。 太陽の15倍の質量をもつ恒星は、赤色超巨星の段階に達するまでに1150 - 1500万年の時間を要し、より速く自転する恒星が最も長く進化に時間を要する。太陽の20倍の質量をもち20高速で自転する恒星は、赤色超巨星の段階に達するまでに約930万年かかるが、同質量でゆっくり自転する恒星は、約810万年で赤色超巨星に進化してしまう。これらは現在推定されている最も良いベテルギウスの年齢の推定値であり、自転をしない太陽の20倍の質量を持っていた零歳主系列星の段階から経過した時間は800 - 850万年と推定されている。
※この「主系列星」の解説は、「ベテルギウス」の解説の一部です。
「主系列星」を含む「ベテルギウス」の記事については、「ベテルギウス」の概要を参照ください。
主系列星
出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2021/01/21 20:26 UTC 版)
恒星が主系列段階へ進化すると、星周円盤は主に光蒸発(英語版)によって、徐々に消滅する。この段階では、星周円盤は遷移円盤であることが一般的である。その後、細かい粒子の大部分がポインティング・ロバートソン効果や放射圧などによって失われた後、残った残骸円盤(英語版)へは、天体の衝突によって塵が供給される。 .mw-parser-output .tmulti .thumbinner{display:flex;flex-direction:column}.mw-parser-output .tmulti .trow{display:flex;flex-direction:row;clear:left;flex-wrap:wrap;width:100%;box-sizing:border-box}.mw-parser-output .tmulti .tsingle{margin:1px;float:left}.mw-parser-output .tmulti .theader{clear:both;font-weight:bold;text-align:center;align-self:center;background-color:transparent;width:100%}.mw-parser-output .tmulti .thumbcaption{background-color:transparent}.mw-parser-output .tmulti .text-align-left{text-align:left}.mw-parser-output .tmulti .text-align-right{text-align:right}.mw-parser-output .tmulti .text-align-center{text-align:center}@media all and (max-width:720px){.mw-parser-output .tmulti .thumbinner{width:100%!important;box-sizing:border-box;max-width:none!important;align-items:center}.mw-parser-output .tmulti .trow{justify-content:center}.mw-parser-output .tmulti .tsingle{float:none!important;max-width:100%!important;box-sizing:border-box;align-items:center}.mw-parser-output .tmulti .trow>.thumbcaption{text-align:center}} がか座β星の周りの塵の円盤と惑星(中心近くの点)。出典: ESO / A.-M. Lagrange フォーマルハウトの塵の円盤と惑星フォーマルハウトb。出典: NASA, ESA & P. Kalas (University of California, Berkeley) 遷移円盤は、惑星がまさに形成されている現場と考えられ、円盤と惑星が両方とも検出されるがか座β星やフォーマルハウトのような例も発見されている。 主系列段階では、原始惑星系円盤から進化したものとは異なる種類の星周円盤も知られている。例えば、Be星の周りにある円盤がそれで、形成のしくみは明らかになっていない。
※この「主系列星」の解説は、「星周円盤」の解説の一部です。
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主系列星
出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2021/09/19 21:52 UTC 版)
原始星は徐々に収縮して重力によるポテンシャルエネルギーを熱に変えて中心の温度を上昇させていく。この状態の星は不規則な変光をするおうし座T型星として観測される。中心の温度が1000万Kを超えると水素がヘリウムへと変換される核融合反応が起こり始める。核融合反応によって発生する大きなエネルギーにより収縮は押しとどめられて星は主系列星となる。 主系列星では、核融合反応が激しくなると星全体が膨張して温度を下げて核融合反応を弱め、核融合反応が弱くなると星全体が収縮して温度を上げて核融合反応を強める。このようにして自動的に核融合反応が調節されており、一定の温度、構造で安定している。この状態は中心の水素が枯渇してヘリウムの核ができるまで続く。
※この「主系列星」の解説は、「恒星進化論」の解説の一部です。
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「主系列星」の例文・使い方・用例・文例
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