恒星の残骸

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恒星の残骸

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/01 05:41 UTC 版)

「スペクトル分類」の記事における「恒星の残骸」の解説

詳細は「中性子星」、「ブラックホール」、および「異種星」を参照 恒星の残骸は、恒星の死に伴って形成される天体である。この分類には白色矮星も含まれており、白色矮星へのスペクトル型であるD型の分類手法が他のものとは大きく異なることからも分かるように、恒星ではない天体をMK分類に適合させることは難しい。 MK分類が基礎としているヘルツシュプルング・ラッセル図は本質的に観測的なものであるため、恒星の残骸である天体は図中に容易には図示できないか、あるいは全く図示できない場合もある。年老いた中性子星は比較的小さく低温であり、ヘルツシュプルング・ラッセル図上に表すとするとはるか右側に位置することになる。惑星状星雲は動的な天体であり、その前駆体となった恒星が白色矮星へと遷移していくにつれて急速に明るさを減少させる傾向にある。もし図中に惑星状星雲を示すのであれば、図の右上象限の右側に位置することになる。ブラックホールは自身では可視光線を放出しないため、図中には表すことができない。 ローマ数字を用いた中性子星の分類系統が提案されている。I型は冷却率が低い軽い中性子星、II型はより高い冷却率を持つ重い中性子星、III型は高い冷却率を持つさらに重い中性子星（異種星の候補天体）である。中性子星の質量が大きいほど、ニュートリノの流束が大きくなる。これらのニュートリノは非常に多くの熱エネルギーを持ち去るため、孤立した中性子星の温度はわずか数年のうちに数十億Kから百万K程度にまで低下する。中性子星の分類において提案されているこの分類系統は、初期の恒星の分類におけるセッキのスペクトル階級やヤーキスの光度階級とは異なるものである。