DS930810のブログ

筆者は自然や自然現象に関心が相当あるので自然に関する記事(天文, 地理, 生物)を書いていきたいと思います。かつては1日2記事を適当な時間に投稿していましたが今のところは午後6時に1記事投稿する形にしています。

M型主系列星 最も軽いが高密度な恒星たち

今回はM型主系列星について書いて行きたいと思う。

M型主系列星とは恒星界の中で最も軽量な恒星であり、安定している主系列星の時期から既にベテルギウスのように表面温度が低い恒星である。

そして、宇宙の中で最も多い恒星であり、M型主系列星は全恒星中(巨星や超巨星も含む)の4分の3程度も占めている。

 

1. M型主系列星とは

M型主系列星とは最も軽量な恒星であり、太陽の0.08~0.46倍程度の質量しか持っていない。

そして、M型主系列星のMとは恒星のスペクトル型であり、表面温度が高い順からO, B, A, F, G, K, Mとなっており、M型は最も低温な部類であり、太陽はG型に分類されている。

M型の恒星として有名なものはベテルギウスやアンタレスなどであり、これらの恒星の表面温度は非常に低くなっているがこれは恒星が高齢化したからであり、主系列星時代のスペクトル型はO型に非常に近いB型であったと推測されている。

けれどもM型主系列星は生まれた時から低温のM型スペクトルを有しており、その理由は単純に質量が軽いからであり、主系列星は質量が軽いほど表面温度が下がる傾向がある。

また、恒星の明るさは表面積と表面温度に比例しているので両方とも小さいM型主系列星の明るさは太陽と比較しても非常に暗く、M型主系列星の中でも質量が軽いものは1光年から先から見ても余裕で観測できなく、このような恒星の割合は非常に多い。

具体的に言うと太陽の表面温度は5,500 ℃ほどもあるがM型主系列星の場合は3,000 ℃程度のものが多く、直径に関しても太陽は140万キロほどもあるがM型主系列星の場合は40万キロ(0.3太陽質量)程度しかなく、最軽量のものともなると木星よりも小さいものさえもある。

このようにM型主系列星は非常に小規模な天体であり、太陽は63億年後には赤色巨星となるがM型主系列星は質量が軽すぎるが故に核融合反応は水素→ヘリウムで打ち切りとなり、赤色巨星となることさえも無く白色矮星になると考えられる。

しかし、M型主系列星は核融合の速度が極めて遅いので寿命は非常に長く、数千億年から数兆年もあるので寿命が尽きたM型主系列星は存在せず、現在の宇宙の年齢の数十倍経た後に最も重量級のM型主系列星の寿命が尽きると考えられる。

では、M型主系列星の例について書いて行きたいと思う。

 

 

 

2. M型主系列星の例

2.1 グリーゼ581

グリーゼ581はてんびん座の方向に見えるM型主系列星であり、太陽系からの距離は20光年強とベガよりも近い位置に存在する。

けれども地球から肉眼で観測することは不可能であり、その理由は地球から見た明るさが11.6等と極めて暗いからである。

グリーゼ581の光度は太陽と比較しても非常に暗く、逆にグリーゼ581から太陽を観測すると3.8等程度に見え、お世辞にも明るいとは言えないが肉眼で観測することは余裕でできる。

グリーゼ581の光度はこのように非常に暗いがその理由は単純に星から放たれるエネルギーが弱いだけではなく恒星から放たれる電磁波のピークが高波長側にあるからであり、グリーゼ581から放たれる電磁波は赤外線側に寄っている。

赤外線は肉眼で観測することは不可能であるので恒星の放たれるエネルギー以上に暗く見え、グリーゼ581は太陽の1.3%程度のエネルギーを放っているものの肉眼であると太陽の100分の1を軽々と下回っている。

 

そして、ここからはグリーゼ581の直径などについて書いて行きたいと思う。

グリーゼ581の直径は太陽と比較すると非常に小さく太陽の29%、キロメートルに換算すると403,680 km程度と地球-月との距離よりも若干大きい程度に過ぎない。

40万キロと書くと非常に大きいようにも思えるが太陽の直径は1,392,000 kmと月軌道を余裕で埋められる程度の大きさがあるので恒星としては非常に小さいと言える。

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太陽とグリーゼ581の比較図、黒い円は月軌道。

 

また、質量のほうも軽く、太陽の31パーセント程度の質量しか無く、この質量の小ささが核融合反応を遅くし、結果として光度が暗くなるのである。

このようにグリーゼ581は非常に小規模な天体ではあるがM型主系列星の中ではそこそこの大きさであり、全恒星の中では真ん中程度の質量を有しているのではないかと考えられる。

では、これ以上に小さい恒星はと言うと...

 

2.2 プロキシマケンタウリ

プロキシマケンタウリは太陽系から現在の時点で最も近い恒星であり、リギルケンタウルス系の伴星であると考えられている。

リギルケンタウルス系までの距離は4.37光年であるのに対してこの恒星までの距離は4.246光年とかなり近い所にあり、逆にリギルケンタウルス系とこの恒星が連星系であるとすると時間が経ったときにリギルケンタウルス系から遠くなることとなる。

また、この恒星はリギルケンタウルス系とはかなり離れた所に位置しており、1兆キロメートル以上も離れている。

そのため、リギルケンタウルス系からこの恒星を観測しても明るくは見えず、実は太陽のほうが50倍近くも明るく見える

このように同じ連星系であったとすると連星とは思えないほど暗く観測され、その理由は連星から遠いだけではなく、恒星自体の光が極めて小さいことも理由である。

実際にプロキシマケンタウリの位置に太陽を置くとリギルケンタウルス系からはマイナス6等星程度の明るさとして観測することができ、地球から見た金星よりも明るく見ることができる。

プロキシマケンタウリはグリーゼ581よりも更に小規模な天体であり、M型主系列星の中でもかなり小さい規模の天体であり、可視光だけでは太陽の1万分の1の明るさすらない。

 

では、どれほどの直径かと言うと木星と大差がないほどであり、19.6万キロほどしか無い。

実はこれぐらいの直径の惑星は太陽系外には存在しており、更に言うと20万キロ以上の直径を有する惑星も存在するのでプロキシマケンタウリは惑星よりも小さい恒星ということになってしまう、

けれども質量は太陽の12.3%ほどもあり、これほどの質量を有する惑星は言うまでも無く存在はしておらず、もし、これほどの質量を有する惑星があったとしても中心核に凄まじいほどの圧力がかかり、直ちに核融合反応を引き起こし、もはや惑星とは言えなくなる。

つまり、ある程度の質量を有してしまうと中心核で強制的に核融合反応が発生し、恒星となってしまうために恒星以上の質量を有する惑星は存在せず、恒星の下限と惑星の上限には6倍ほどの質量比がある(間の質量は褐色矮星と言う重水素の核融合が起きたことのある天体の質量)。

 

このことより、プロキシマケンタウリの密度は凄まじいこととなっており、この件に関しては次の章で書いて行きたいと思う。

 

 

 

3. 高密度なM型主系列星

M型主系列星の密度は太陽と比較しても非常に高く、太陽系で最も密度の大きい地球と比較しても非常に大きくなっている。

例えばグリーゼ581の直径は403,680 kmで質量は6.1659 × 10^29 kgであるので密度を計算すると

6.1659 × 10^29 kg ÷ ((4/3) × π × 201840000^3) m^3 = 17901 kg/m^3

、g/cm^3で表すと17.901 g/cm^3であるため、地球の密度の3倍以上となり、常温・常圧での金の密度に近いものとなる。

太陽の密度が1.41 g/cm^3であるのでこれと比較すると非常に密度が大きくなり、グリーゼ581よりも更に小さいプロキシマケンタウリの場合だと直径196,272 km、質量は2.44647 × 10^29 kg であるので

2.44647 × 10^29 kg ÷ ((4/3) × π × 98136000^3) m^3 = 61797 kg/m^3

g/cm^3で表すと61.797 g/cm^3であるため、最も密度の大きい元素であるオスミウムの密度の二倍をも大幅に上回っている。

 

このように恒星は質量の小さなものほど密度は大きくなる傾向にあり、太陽の倍の質量を有するシリウスの密度は0.55 g/cm^3と太陽よりも逆に小さくなる。

また、これほど密度が大きいということは表面重力も大きくなり、グリーゼ581の表面重力は1,010 m/s^2、プロキシマケンタウリの表面重力は1,695 m/s^2でいずれも太陽の表面重力(274 m/s^2)を上回っており、グリーゼ581は太陽の3.7倍、地球の100倍以上の表面重力を有しており、プロキシマケンタウリに至っては太陽の6.2倍ほどの重力を有している。

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左からプロキシマケンタウリ、グリーゼ581、太陽

 

以上のことより低質量星は質量こそ小さいものの直径がそれ以上に小さくなるので密度や表面重力は極めて大きいものとなる。

 

 

 

以上、M型主系列星についてでした。