2014 年度宇宙と地球と人間講義資料 3 3. 観測機器と観測技術の発展史 ( 続き ) 4. 現代天文学の時代へ分光学の誕生と発展 3. 観測機器と観測技術の発展史光を色 ( 波長 ) に分けて調べる学問 (1666 年 : ニュートン ) 光の屈折反射回折干渉といった性質を利用し

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くうしょういくのや
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2014 年度宇宙と球と人間講義資料 3 ( 続き ) 分光学の誕生と発展光を色 ( 波長

干渉といった性質を利用して色 ( 波長 ) に分ける波長長い波長短いスペクトルと呼ぶ

にしうらしんご ) 1802 年 : ウォラストンが太スペクトル中に暗線を発見波長短い

( ドイツ ) が再来したハレー彗星を発見 1759 年 01 月 21 日 :

直後にパリッチュによる彗星発見が知られ誹謗中傷を受けるパリッチュ ( ドイツ )

個の彗星を発見フランス科学アカデミーの会員彗星の狩人 ( ルイ 15 世 ) 勲章を授与 (

1814 年 : フラウンホーファー ( 英 ) が 25mm 望遠鏡と頂角 60

フラウンホーファー波長短い波長長 D 線 (589nm, い F 590nm) 線

) のスペクトルは太のスペクトルと非常に似ている月や惑星は太の光を反射して輝いている 1 等星

太とは温度が異なる恒星がたくさん存在するフラウンホーファー自身は有能な望遠鏡職人でもあり

NGC7293 17 世紀後半ファーガソン : 内部に星のある星雲と星のない星雲がある M63

一部の星雲は星と大気 ( 輝く流体 ) からなる NGC7293 将来星となる混沌とした物質

1 2014 年度宇宙と球と人間講義資料 3 ( 続き ) 分光学の誕生と発展光を色 ( 波長 ) に分けて調べる学問 (1666 年 : ニュートン ) 光の屈折反射回折干渉といった性質を利用して色 ( 波長 ) に分ける波長長い波長短いスペクトルと呼ぶプリズムによる分光回折格子による分光東京学芸大学自然科学系宇宙球科学分野助教西浦慎悟 ( にしうらしんご ) 1802 年 : ウォラストンが太スペクトル中に暗線を発見波長短い波長長いウォラストン ( 英 ) 天体カタログの登場話は 18 世紀半ばへ戻るハレー( イギリス ) による1758 年年の彗星再出現の予言天体望遠鏡の普及により多くの天文家が彗星を探索 1758 年 12 月 25 日 : パリッチュ ( ドイツ ) が再来したハレー彗星を発見 1759 年 01 月 21 日 : フランス海軍天文台の助手であったメシエが再来したハレー彗星を発見これにより表彰されるが直後にパリッチュによる彗星発見が知られ誹謗中傷を受けるパリッチュ ( ドイツ ) メシエは彗星の発見にのめりこんでいく彗星は恒星と違いボンヤリと拡がった形状に見えるしかし一部の星雲や星団も同様の形に観測される彗星探索の障害となる約 100 個の彗星と間違えやすい天体をカタログにまとめた ( メシエカタログ ) 生涯に 13 個の彗星を発見フランス科学アカデミーの会員彗星の狩人 ( ルイ 15 世 ) 勲章を授与 ( ナポレオン ) 以降多くの研究者によって様々な天体カタログが作成されるメシエ ( フランス ) 1814 年 : フラウンホーファー ( 英 ) が 25mm 望遠鏡と頂角 60 度のプリズムを用いて太スペクトル中の暗線を系統的に研究暗線の波長を測定し名前を付けたフラウンホーファー波長短い波長長 D 線 (589nm, い F 590nm) 線 (486nm) 線 (397nm) C 線 (656nm) Na Ca + + (α) + (β) 1860 年 : キルヒホフ ( プロイセン ) ブンゼン ( 独 ) フラウンホーファー線が元素などによる吸収線であることを突き止めたスペクトルを調べることで天体に存在する物質を明らかにすることができるキルヒホッフブンゼン星と星雲星 = 光り輝く点像の天体星雲 = ぼんやりと広がった雲状の天体フラウンホーファー月や惑星( 金星など ) のスペクトルは太のスペクトルと非常に似ている月や惑星は太の光を反射して輝いている 1 等星 ( シリウスなど ) のスペクトルは太のスペクトルとは異なっている太とは温度が異なる恒星がたくさん存在するフラウンホーファー自身は有能な望遠鏡職人でもあり各からの依頼に応えて多くの天体望遠鏡を作製した M42( オリオン星雲 ) M56 NGC 世紀後半ファーガソン : 内部に星のある星雲と星のない星雲がある M63 18 世紀後半ハーシェル : 大半の星雲は大きな望遠鏡で見ると星に分解できる M56 一部の星雲は星と大気 ( 輝く流体 ) からなる NGC7293 将来星となる混沌とした物質 M42 何百万もの星が合体した輝き M63 これらの実体を理解するにはまだ知識と技術が足りなかったウィリアムハギンス ( 英 ) キルヒホッフの研究を知り友人であるミラー ( キングスカレッジ化学教授 ) と共に私設のタルスヒル天文台 ( 英ロンドン ) の望遠鏡に分光器を取り付けて惑星や恒星のスペクトル観測を行ったウィリアムハギンスタルスヒル天文台 1

1863 年 : アルデバラン ( おうし座 ) とベテルギウス ( オリオン座 ) のスペクトル中に鉄 (Fe) ナトリウム (Na) カルシウム(Ca) マグネシウム (Mg) などを発見シリウス ( 大犬座 ) にナトリウム (Na) マグネシウム (Mg) 水素() を発見全ての星雲は輝くガスからなる

ハギンスの妻マーガレットは有能な写真技術者でスペクトルの撮影装置や撮影方法など多方面で協力した近傍の恒星までの距離測定球の公転運動による恒星の年周視差を使う!

08 13 km 年周視差 :p(arcsec 秒角) 恒星の絶対等級 ( 光度 ) の導出が可能になった近傍恒星までの距離 :D 太 1AU 遠方の恒星天球面近傍の恒星球の公転運動 ~ 光行差 1728 年 : ジェームズブラッドリーが球の公転運動による年周視差の検出を目的とした観測中

5 秒角を見出した球の公転運動即ち動説を直接的に支持する初めての観測結果となるブラッドリーの天頂セクター太の次に近い恒星 : アルファケンタウリ = 太と同じ大きさ明るさ太 -アルファケンタウリ間の距離年周視差 : 0.76 秒角 =4.

5 10 8 km 650km 650km 100 円の太球の公転運動 ~ 年周視差 16 世紀後半 : ティコブラーエ ( デンマーク ) の肉眼観測では年周視差を見出せなかった天動説を支持 1838 年 : フリードリヒヴィルヘルムベッセル ( 独 ) が白鳥座 61 番星の年周視差を0.

2 1863 年 : アルデバラン ( おうし座 ) とベテルギウス ( オリオン座 ) のスペクトル中に鉄 (Fe) ナトリウム (Na) カルシウム(Ca) マグネシウム (Mg) などを発見シリウス ( 大犬座 ) にナトリウム (Na) マグネシウム (Mg) 水素() を発見全ての星雲は輝くガスからなる由来不明の輝線星雲線の発見アルデバランベテルギウスシリウス M 年 : 惑星状星雲 NGC6543 や M57 のスペクトルが輝線のみ (β 線と由来不明の 2 本 ) からなることを発見ミラーを介してマックスウェルと知り合いドップラー効果による輝線の遷移から天体の運動を検出するハギンスの妻マーガレットは有能な写真技術者でスペクトルの撮影装置や撮影方法など多方面で協力した近傍の恒星までの距離測定球の公転運動による恒星の年周視差を使う! 三角測量の利用年周視差 p(arcsec 秒角) の恒星までの距離 D(pc) は D = 1 p 太 - 球間の距離 1AU に対して年周視差が p= となる天体までの距離 1 Dを 1パーセク (pc) と定義する 1pc = km 年周視差 :p(arcsec 秒角) 恒星の絶対等級 ( 光度 ) の導出が可能になった近傍恒星までの距離 :D 太 1AU 遠方の恒星天球面近傍の恒星球の公転運動 ~ 光行差 1728 年 : ジェームズブラッドリーが球の公転運動による年周視差の検出を目的とした観測中球の公転運動による光行差を発見ロンドン郊外に天頂付近を観測するための望遠鏡を設置しりゅう座 γ 星 ( ロンドンで天頂付近を通る ) の位置測定を行う星けの位置球の公転運動星の見かからの光ブラッドリー ( 英 ) さらに約 200 個の恒星の測定から共通した位置のズレの最大値約 20.5 秒角を見出した球の公転運動即ち動説を直接的に支持する初めての観測結果となるブラッドリーの天頂セクター太の次に近い恒星 : アルファケンタウリ = 太と同じ大きさ明るさ太 -アルファケンタウリ間の距離年周視差 : 0.76 秒角 =4.4 光年 (1 光年 = 約 9 兆 5 千億 km) 太を 100 円サイズに縮めて東京に置くとアルファケンタウリはどこに置けば良いか? ( 参考値 ) 球の直径 : 約 1 万 3 千 km 太の直径 : 球の約 109 倍恒星と恒星の間はスカスカ恒星までの距離ははるかに遠い太球間の距離 : 約 km 650km 650km 100 円の太球の公転運動 ~ 年周視差 16 世紀後半 : ティコブラーエ ( デンマーク ) の肉眼観測では年周視差を見出せなかった天動説を支持 1838 年 : フリードリヒヴィルヘルムベッセル ( 独 ) が白鳥座 61 番星の年周視差を0.314 秒角と算出フリードリヒゲオルクヴィルヘルムフォンシュトルーベ ( 露 / 独 ) がこと座のベガの年周視差を0.26 秒角と発表 1839 年 : トーマスヘンダーソン ( スコットランド ) がケンタウルス座アルファ星の年周視差を0.76 秒角と発表 ( 算出はもっと前 ) 太遠方の恒星天球面近傍の恒星ベッセル ( 独 ) シュトルーベ ( 露 / 独 ) 恒星までの距離恒星までの距離は全くのバラバラ 240 光年観測者 ( 球 ) 星座の形は偶然同じ方向に見えた恒星を結んだだけに過ぎない 500 光年 1000 光年 800 光年 720 光年 700 光年ベテルギウス 1300 光年リゲルオリオン座それでも星座の形が変わって見えるためには太系を遙かに離れる必要がある 2

るい絶対等級(等級) 暗い温度高い恒星の表面温度 (K) 温度低い明恒星 ( 太 ) のエネルギー源は何か? 太はどのくらい輝き続けるのか?

17 世紀 : ジェームズアッシャー司教 ( アイルランド ) が聖書の記述から球の起源は紀元前 4004 年 10 月 23 日と算出

1770 年代 : フランスの博物学者ビュフォンが鉄の冷却率から球の年齢を7 万 5 千年 ~16 万 8 千年と計算した球年齢はせいぜい

多くの女性作業員が活躍し多くの女性天文学者を輩出するキャノン : 恒星のスペクトルはその殆どが 6 種類程度に分けることができ

が恒星のスペクトルを分類する 1918 年 ~1924 年 : ハーバードカレッジ天文台所長エドワードピッカリング ( 米 ) 指揮の下

7,500~10,000 6,000~7,500 5,300~6,000 3,900~5,300 2,500~3,900 アニージャンプ

大規模な作用が層を作ると考えたウィリアムスミス ( 英 ) は層累重の法則 ( 下の層ほど古い ) と

せいいつ ) 説 : 質学的生物学的な変化は球の歴史を通して常に同じである 19 世紀初め : チャールズライエル ) が質学原理

スコットランド ) 恒星のスペクトル : 温表面温度低短い波長長い高温ヘルツシュプルングラッセル図 (R 図 :1910

年で燃え尽きる重力エネルギーなら数 100 万年から数 1000 万年も燃え続ける太収縮エネルギー太の年齢は最長で 4-5 億年 (

ダーウィン ( 英 ) 熱力学第一法則 ( エネルギー保存の法則 ) 全ての相互作用においてエネルギーは保存される熱力学第二法則 (

3 るい絶対等級(等級) 暗い温度高い恒星の表面温度 (K) 温度低い明恒星 ( 太 ) のエネルギー源は何か? 太はどのくらい輝き続けるのか? 太の年齢は? 球の年齢は? 17 世紀 : ジェームズアッシャー司教 ( アイルランド ) が聖書の記述から球の起源は紀元前 4004 年 10 月 23 日と算出炭鉱球は太に暖められているように見えるが実は元々熱かった球が熱を宇宙に放出して徐々に冷えているのではないか? 1770 年代 : フランスの博物学者ビュフォンが鉄の冷却率から球の年齢を7 万 5 千年 ~16 万 8 千年と計算した球年齢はせいぜい 50 万年くらいだろうビュフォン ( 仏 ) 球の非常に長い過去を初めて支持恒星のスペクトル分類ヘンリードレーパー(D) カタログ多くの女性作業員が活躍し多くの女性天文学者を輩出するキャノン : 恒星のスペクトルはその殆どが 6 種類程度に分けることができこれは恒星の色を表わしているタイプ O B A F G K M 色青青白白黄白黄橙赤 1866 年 : セッキ ( 伊 ) が恒星のスペクトルを分類する 1918 年 ~1924 年 : ハーバードカレッジ天文台所長エドワードピッカリング ( 米 ) 指揮の下 20 万個以上の恒星スペクトルが分類カタログ化される温度 (K) 29,000~60,000 10,000~29,000 7,500~10,000 6,000~7,500 5,300~6,000 3,900~5,300 2,500~3,900 アニージャンプキャノン ( 米 ) 質学の発展 18 世紀後期 : アブラハムゴットローブヴェルナー ( 独 ) は広い範囲で同じ層が見つかることから大規模な作用が層を作ると考えたウィリアムスミス ( 英 ) は層累重の法則 ( 下の層ほど古い ) と示準化石による層の年代決定方法を確立した 1795 年 : ジェームズハットン ( 英 ) が球の理論を出版し斉一説を説く斉一 ( せいいつ ) 説 : 質学的生物学的な変化は球の歴史を通して常に同じである 19 世紀初め : チャールズライエル ) が質学原理を出版し斉一説を広めるハットン ( 英 ) 球の年齢は千年単位ではなく百万年単位ヴェルナー ( 独 ) スミス ( 英 ) ライエル ( スコットランド ) 恒星のスペクトル : 温表面温度低短い波長長い高温ヘルツシュプルングラッセル図 (R 図 :1910 熱力学の発展ヘルムホルツケルビン卿 1854 年太の収縮による重力エネルギー ( ヘルムホルツ [ 独 ]) 化学エネルギーでは太は1000 年で燃え尽きる重力エネルギーなら数 100 万年から数 1000 万年も燃え続ける太収縮エネルギー太の年齢は最長で 4-5 億年 ( ケルビン卿 [ 英 ]) 進化論生物が進化するには数 1000 万年では時間が足りない! ダーウィン ( 英 ) 熱力学第一法則 ( エネルギー保存の法則 ) 全ての相互作用においてエネルギーは保存される熱力学第二法則 ( エネルギー保存の法則 ) 一様温度の物体が持つ熱を全て仕事に変換する過程は実現不可能年 ~1911 年 ) ヘルツシュプルング ( デンマーク ) とラッセル ( アメリカ ) が独立に提唱するほとんど (80%~ 90%) の恒星は左上 ( 明るくて高温 ) から右下 ( 暗くて低温 ) に向けて分布する主系列主系列星低温な恒星には非常に明るいもの ( 巨星 ) と暗いもの ( 矮星 ) がある R 図の科学的背景は? 3

光度(太光度)[対数] 原子物理学核物理学の発展放射性物質の発見 1895 年 X 線の発見 ( レントゲン [ 独 ]) 放射性物質発見の初め 1898 年放射線の発見 ( ベクレル [ 仏 ]) 1902 年放射性元素の元素変換説を提唱岩石などの年代測定の基礎 ( ラザフォード [ ニュージーランド英 ]) 球の熱源としての放射性物質原子構造の解明球太の年齢はもっと長い 1897

ニュートリノ 1920 年代 : アーサーエディントン ( 英 ) が提唱水素原子電水素原子 () ヘリウム原子中電中電ヘリウム原子 (e) アーサーエディントン ( 英 ) 太と同じか太より質量が小さな恒星で実現する核融合反応相対論と量子論の登場 1900 年エネルギー量子仮説 ( プランク [ ドイツ ]) 1905 年特殊相対性理論 ( アインシュタイン [ ドイツ ])

]) 1928 年量子トンネル効果の理論 ( ガモフ [ ソ連 ]) 原子核反応の可能性 1938 年原子核分裂の発見 ( オットーハーン [ ドイツ ] リーゼマイトナー [ オーストリア ]) 1939 年原子核融合の理論 ( ハンスベーテ [ アメリカ ]) 恒星のエネルギー源電水素原子 () 中電中電ヘリウム原子 (e) 核融合反応 4 e ( エネルギー + ) 太の年齢

恒星のエネルギー源 4 e ( エネルギー + ) 水素原子核 + > 中中ヘリウム原子核熱運動による運動速度クーロン力による反発力 + クーロン力による反発力に逆らって二つの水素原子核 ( 子 ) を衝突させるためには 100 億度という超高温状態が必要太中心でも1000 万度程度この質量の差がエネルギーとなって放出される量子力学水素原子核 ( 子 ) は波量子トンネル効果

4 光度(太光度)[対数] 原子物理学核物理学の発展放射性物質の発見 1895 年 X 線の発見 ( レントゲン [ 独 ]) 放射性物質発見の初め 1898 年放射線の発見 ( ベクレル [ 仏 ]) 1902 年放射性元素の元素変換説を提唱岩石などの年代測定の基礎 ( ラザフォード [ ニュージーランド英 ]) 球の熱源としての放射性物質原子構造の解明球太の年齢はもっと長い 1897 年電子の存在確認 ( トムソン [ 英 ]) 1904 年原子模型の理論 ( 長岡半太郎 [ 日本 ]) 1911 年原子核の存在確認 ( ラザフォード [ ニュージーランド英 ]) 1913 年子の発見 ( トムソン [ 英 ]) 1932 年中性子の発見 ( チャドウィック [ 英 ]) 核融合反応の素過程 1 子 - 子連鎖反応 (pp チェイン反応 ) 子電子中性子ガンマ線子ニュートリノ 1920 年代 : アーサーエディントン ( 英 ) が提唱水素原子電水素原子 () ヘリウム原子中電中電ヘリウム原子 (e) アーサーエディントン ( 英 ) 太と同じか太より質量が小さな恒星で実現する核融合反応相対論と量子論の登場 1900 年エネルギー量子仮説 ( プランク [ ドイツ ]) 1905 年特殊相対性理論 ( アインシュタイン [ ドイツ ]) 質量とエネルギーの等価性 1913 年量子論に基づく原子の構造モデル ( ボーア [ デンマーク ]) 1916 年一般相対性理論 ( アインシュタイン [ ドイツ ]) 1924 年物質波理論 ( ドブロイ [ フランス ]) 1925 年量子力学 ( 行列力学 ) の開発 ( ハイゼンベルク [ ドイツ ]) 量子力学 ( 波動力学 ) の開発 ( シュレーディンガー [ オーストリア ]) 1928 年量子トンネル効果の理論 ( ガモフ [ ソ連 ]) 原子核反応の可能性 1938 年原子核分裂の発見 ( オットーハーン [ ドイツ ] リーゼマイトナー [ オーストリア ]) 1939 年原子核融合の理論 ( ハンスベーテ [ アメリカ ]) 恒星のエネルギー源電水素原子 () 中電中電ヘリウム原子 (e) 核融合反応 4 e ( エネルギー + ) 太の年齢 50 億年恒星のエネルギー源核融合反応の素過程 2 CNO サイクル (CNO 循環反応 ) 1937 年 ~1939 年 : ハンスベーテ ( 米 ) とヴァイツゼッカー ( 独 ) が提唱ハンスベーテヴァイツゼッカー太より質量が大きな恒星で実現する核融合反応ベーテは一旦投稿した論文を取り下げて別の懸賞金付きの論文に投稿 500 万ドルの賞金を獲得した核融合反応 ~ 恒星のエネルギー源 4 e ( エネルギー + ) 水素原子核 + > 中中ヘリウム原子核熱運動による運動速度クーロン力による反発力 + クーロン力による反発力に逆らって二つの水素原子核 ( 子 ) を衝突させるためには 100 億度という超高温状態が必要太中心でも1000 万度程度この質量の差がエネルギーとなって放出される量子力学水素原子核 ( 子 ) は波量子トンネル効果極めてわずかな確率だがエネルギーの壁を通り抜ける子がある ( ガモフ, 1928 年 ) 1000 万度の温度でも十分な子どうしの衝突が生じる太で 1000 万度に達し核融合反応が生じている場所は中心のわずか数 10 の領域 km 恒星 ( 主系列星 ) の寿命恒星の寿命 t= 恒星の質量 M 単位時間あたりに核融合反応で消費される水素の質量 m M 1 M 3.5 M 2.5 主系列星の寿命は質量の 2.5 乗に反比例するつまり重たい主系列星ほど寿命が短い太の場合 t= am -2.5 に対して M=1の時 t= 100 億となるすると太の10 倍重い恒星の場合 t= 100 億 = 約 3000 万年となる水素を使い尽くした主系列星はどうなるのか? 絶対放射等級 L M 3.5 恒星の質量 M 恒星の光度 L 主系列星の光度質量関係質量 ( 太質量 )[ 対数 ] 4

主系列星の最後重い恒星ほどより早く ( 中心部の ) 水素を使い尽くす水素を使い尽くすと?

25 主系列を離れるまでの1 時間は恒星の質量でほぼ決まる温度高い表面温度温度低い恒星内部の核融合反応によって合成されるビッグバンでも合成され得る恒星内部での最終生成物鉄までの元素は恒星内部の核融合反応によって生成された重い元素の起源を求めて子 - 子連鎖反応ヘリウム (e) CNO サイクル 20 世紀中頃 :e より重たい元素の起源は?

ティモシーフェリス ( 野本代訳 1992 年 ): 銀河の時代宇宙論博物誌 ( 上下 ) 工作舎 ( 下記以外の人物画画像など ) 2) 桜井邦朋 (2007 年 ): 宇宙物理学入門ブルーバックスシリーズ講談社 3) 東京大学木曽観測所 P( 画像 :M42 M56 M63 NGC7293 馬頭星雲プレアデス星団 M1 http://www.ioa.s.u -tokyo.ac.

( 画像 : タルスヒル天文台 ) 6) 小暮智一 (2009 年 ): 恒星天文学の源流 [3] 恒星分光の開幕期その3, 天文教育, 21 (No.3), pp.51-59.

5 主系列星の最後重い恒星ほどより早く ( 中心部の ) 水素を使い尽くす水素を使い尽くすと? 1 中心部分は重力に負けて収縮 ( 高密度化 ) 2 e 中心周辺部の水素が核融合反応を起こす 4 e 水素殻燃焼 e 3 外層部分は熱によって大きく膨張 ( 低密度化 ) 恒星は膨張して巨大になり表面温度は低下して色が赤くなる ( 赤色巨星 ) 太系の中心から火星や木星に届くまでに膨張するケースもある明るい光度(絶対等級) 暗い恒星の進化経路主系列を離れるまでの1 時間は恒星の質量でほぼ決まる温度高い表面温度温度低い恒星内部の核融合反応によって合成されるビッグバンでも合成され得る恒星内部での最終生成物鉄までの元素は恒星内部の核融合反応によって生成された重い元素の起源を求めて子 - 子連鎖反応ヘリウム (e) CNO サイクル 20 世紀中頃 :e より重たい元素の起源は? ヘリウム (e)[c N は実質上増えていない O ] ビッグバン ( ガモフ他 ) 宇宙初期の火の玉の中で重い元素が合成された e が合成された段階で初期宇宙は既に希薄になってしまいこれ以上元素を合成できない恒星内部( ホイル他 ) 恒星内部で次々に核融合ジョージガモフ ( 米 ) 反応が進行して重い元素が合成されたフレッドホイル ( 米 ) 参考資料と引用文献など : 1) ティモシーフェリス ( 野本代訳 1992 年 ): 銀河の時代宇宙論博物誌 ( 上下 ) 工作舎 ( 下記以外の人物画画像など ) 2) 桜井邦朋 (2007 年 ): 宇宙物理学入門ブルーバックスシリーズ講談社 3) 東京大学木曽観測所 P( 画像 :M42 M56 M63 NGC7293 馬頭星雲プレアデス星団 M1 -tokyo.ac.jp/kisohp /) 4) 小暮智一 (2009 年 ): 恒星天文学の源流 [1] 恒星分光の開幕期その1, 天文教育, 21 (No.1), pp ( 画像 : フラウンホーファーのよる太スペクトルのスケッチ ) 5) 小暮智一 (2009 年 ): 恒星天文学の源流 [2] 恒星分光の開幕期その2, 天文教育, 21 (No.2), pp ( 画像 : タルスヒル天文台 ) 6) 小暮智一 (2009 年 ): 恒星天文学の源流 [3] 恒星分光の開幕期その3, 天文教育, 21 (No.3), pp ( 画像 : マーガレットハギンス ) 7) 国立天文台岡山天体物理観測所大阪教育大学天文学研究室制作 (1998 年 ): 宇宙スペクトル博物館, ( 画像 : アルデバランベテルギウスシリウス M57のスペクトル ) 8) 吉田正太郎 (1989 年 ): 天文アマチュアのための望遠鏡光学屈折編誠文堂新光社 ( 画像 : ブラッドリーの天頂セクター ) 9) ASTRONOMY, Cambridge ( 画像 :R University 図恒星の進化経路 ) Press 10) 大脇直明ほか (1989 年 ): 天文資料集東京大学出版会 ( 画像 : 主系列星の光度質量関係 11) ) 奥村幸子ほか (1996 年 ): 新版学教育講座 13 宇宙銀河星東海大学出版会 12) 斎尾英行 (1992 年 ):NEW COSMOS 5 SERIES 星の進化培風館 13) Wikipedia ( 画像 : メシエパリッチュウォラストンフラウンホーファーキルヒホッフブンゼンウィリアムハギンスブラッドリーベッセルシュトルーベビュフォンヴェルナースミスハットンライエルヘルムホルツケルビン卿ダーウィンアーサーエディントンハンスベーテヴァイツゼッカー子 - 子連鎖反応 CNOサイクルキャノンフレッドホイルジョージガモフ ) 恒星は巨大な核融合炉 e e e C,O e e e e e e Mg, Si FeC, O Fe C,O e e e e e 核融合反応は C, O C,O e Fe 鉄 (Fe) で終了 e C, Ne, O Mg, Si e e Mg, Si Fe e C, O e e e 5

() 実験 Ⅱ. 太陽の寿命を計算する秒あたりに太陽が放出している全エネルギー量を計測データをもとに求める太陽の放出エネルギーの起源は, 水素の原子核 4 個が核融合しヘリウムになるときのエネルギーと仮定し, 質量とエネルギーの等価性から回の核融合で放出される全放射エネルギーを求める 3.から

() 実験 Ⅱ. 太陽の寿命を計算する秒あたりに太陽が放出している全エネルギー量を計測データをもとに求める太陽の放出エネルギーの起源は, 水素の原子核 4 個が核融合しヘリウムになるときのエネルギーと仮定し, 質量とエネルギーの等価性から回の核融合で放出される全放射エネルギーを求める 3.から 55 要旨水温上昇から太陽の寿命を算出する 53 町野友哉 636 山口裕也私たちは, 地球環境に大きな影響を与えている太陽がいつまで今のままであり続けるのかと疑問をもちましたそこで私たちは太陽の寿命を求めました太陽がどのように燃えているのかを調べたら水素原子がヘリウム原子に変化する核融合反応によってエネルギーが発生していることが分かったそこで, この反応が終わるのを寿命と考えて算出した