最終更新日: 2025 年 8 月 29 日

スターのカテゴリー

空の星の位置

ザ最も明るい星数字を構成します。これらのグループ分けは時代ごと、文明ごとに異なります。伝統的になった人物は、ギリシャ神話に関連付けられることが多く、「」と呼ばれます。星座」。

星座の星には、地球から見て、空で隣り合った位置を占めているという点以外、共通点はありません。それらは互いに非常に遠く離れている場合があります。ただし、国際天文学連合は、天体の位置を特定しやすくするために、標準化された星座のリストを定義し、それぞれに空の領域を割り当てています。

星の塊

星の質量は太陽の質量の約 0.08 倍から約 300 倍です。この大きさが星の寿命を決定します。非常に重い星は非常に明るいですが、非常に強力な風を生み出すため、その寿命は短くなります。

誕生してからわずか 100 万年余りの最も極端な星である R136a1 は、すでに寿命の半分を迎えており、この間に初期質量の 5 分の 1 を失いました。これは太陽質量 50 以上に相当します。

最小質量未満では、収縮によって発生する加熱は核反応サイクルを開始するには不十分です。最大質量を超えると、星が自身の質量で崩壊するのを防ぐには放射力が不十分になります。

ほとんどの星は肉眼では白く見えます。しかし、星をよく見ると、青、白、赤、さらには金などの色に気づくことができます。

星の色

星がさまざまな色を示すという事実は、長い間謎のままでした。色を使用すると、スペクトルの種類 (星の温度に関連する) に従って星を分類することができます。スペクトルの種類は最も紫から最も赤、つまり最も暖かいものから最も冷たいものまであり、O B A F G K M の文字によって分類されます。

星のスペクトルの種類

星は、表面温度、光度、スペクトル特性に基づいて、さまざまなファミリーまたはスペクトルタイプに分類されます。これらのファミリーは、O、B、A、F、G、K、M の順序に従うハーバードのスペクトル分類システムと、それらの進化的位置を指定するヘルツシュプルングラッセル (H-R) 図でグループ化されます。

太陽のスペクトルタイプは G です。特定のスペクトルタイプでは、星が大きいほど、その明るさは強くなります。星OとBは肉眼では青、星Aは白、星FとGは黄色、星Kはオレンジ色、星Mは赤です。

スペクトルスターチャート

これらの比率は、天の川他の銀河では若干異なる場合があります。最も重い星 (O 型と B 型) は、その希少性にもかかわらず、銀河の進化において不釣り合いな役割を果たしています。低質量星 (M 型および K 型) は数において支配的であり、数十億年にわたって銀河のエネルギー経済を形成します。

Class	Solar Mass	Temperature	Color	Proportion of stars
M	0.08 to 0.45 M☉	2400 to 3700 K	Red	≈75 %
K	0.45 to 0.8 M☉	3700 to 5200 K	Orange	≈12 %
G	1 M☉	Yellow	5200 to 6000 K	≈7 %
F	1.2 to 1.6 M☉	6000 to 7500 K	White-yellow	≈3 %
A	1.6 to 2.4 M☉	7300 to 10000 K	White-blue	≈0.6 %
B	M☉	10000 to 30000 K	Blue	≈0.1 %
O	16 M☉	> 30000 to 50000 K	Bright blue	≈0.00003 %
W	> 20 M☉	50 000 to 200 000 K	Bright blue to blue-white	Very rare
C, S, L, T...

注： :
L、T、Y 型の星や天体は、光度が低く温度が低いため、主に赤外線で検出されます。 W、C、S の目に見える色は、高温または特定の化学的特性により、より容易に認識されます。

超巨人の大きさの比較

いくつかの超巨大星 (アンタレス、ベテルギウス、リゲル、アルデバラン) といくつかの白色矮星 (アルクトゥルス、ポルックス、シリウス、太陽) の大きさの比較。アンタレスの直径は太陽の約700倍、つまり約10億キロメートル、ベテルギウスは太陽の約1300倍、アルデバランは太陽の約45倍、リゲルは約35倍、アルクトゥルスは太陽の20倍、ポルックスは太陽の約8倍です。

N.B. :
1879 年にオーストリアの物理学者は、ジョセフ・ステファン(1835-1893) は、物体から放射される総エネルギーがその絶対温度の 4 乗に比例することを発見しました。ステファン・ボルツマンの法則により、星の半径を計算できます。星の光度 L は次のように表されます。L = 4πσR2T4
L明るさです、σはステファン・ボルツマン定数、R星の半径とTその温度。