宇宙地球科学1 2013/04/30

宇宙地球科学 1 2013/04/30

林田 清

http://wwwxray.ess.sci.osaka-u.ac.jp/~hayasida/

の下の“授業”に資料あり

CLE

宿題 (2013/4/23; 次回授業 4/30 まで )



1.4kW/m ²

1

5

km

太陽の絶対光度を

J/s

2.0x10 ³⁰ kg

1

-

0.7%

4/30

A4orB5

*)

宿題前半 (2013/4/23; 4/30 授業まで )



1.4kW/m

1

5

km

J/s

解答例： 太陽を中心として半径

d=1

5

km

4 π d ² =2.83x10 ²³ m ²

1m ²

1

1.4kJ

位時間あたりに出ている光のエネルギーは

1.4x10 ³ x2.83x10 ²³

=4.0x10 ²⁶ J/s

1.4x10 ³ x2.8x10 ²³ =3.9x10 ²⁶ J/s

OK

宿題後半

(2013/4/23; 4/30

)



kgの1割が核融合反応の燃料として

-

0.7%

解答例

: 2.0x10 ³⁰ kg

0.7%

2.0x10 ³⁰ x0.1x0.007x(3.0x10 ⁸ ) ² =1.26x10 ⁴⁴ J

4.0x10 ²⁶ J/s

1.26x10 ⁴⁴ /4.0x10 ²⁶ =3.15x10 ¹⁷ s

3.15x10 ⁷ s

1.0x10 ¹⁰ y

100

核融合反応

 1kg

H

6.3x10

J (

450



1000

 より詳しい計算では約100億年

 表面付近の組成

H70%,He28%

 中心付近の組成（推定）Ｈ

35%

63%

 原子核同士はクーロン力の反発により一般には融合しない。

 太陽中心部の密度150g/cc,温度1500万度の状態では核融合現象がおきる。

1 4

1 1

4

1 4

2

4 2

( ) 1.0079( ) ( ) 4.0026( )

( ) 0.0005

4 ( ) ( ) 2 ( ) 0.0280 H He e

H m H amu

m He amu

m e

m m H m He m e mc

+

+

+

→ +

=

=

=

∆ = − − =

∆

の質量

質量欠損

に相当するエネルギーを発熱する(cは光速）

amu

1amu=1.66x10

kg

+

H

陽子

+ +

He

中性子

原子核の結合エネルギー

http://mext-atm.jst.go.jp/atomica/owa/fig?opt=1&term_no=08-01-03-13&fig_path=/images/08/08-01-03-13/02.gif より

元素の存在量とその起源



Li,Be)

 α

He

 r

Fe

Fe

http://www.chem.sci.toho-

u.ac.jp/labopage/ichem/takahasi/elements/ele ment_table.html#cosmic

より （東邦大学理学部)

•

•

地球、人体の元素組成（重量比）

http://itl.chem.ufl.edu/2045/lectures/lec_1.htmlより

恒星のスペクトル型

裳華房 宇宙スペクトル博物館

http://www.shokabo.co.jp/sp_opt/star/list/csp.htm

温度高い 青白い

温度低い 赤い

Hertzsprung-Russel diagram (HR

http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/

stellardeath/stellardeath_1ai2.html

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/teache

rs/lifecycles/LC_main_p8.html

主系列星

白色矮星

巨星 超巨星

絶対等級

温度

スペクトル型

絶対光度

黒体輻射

2 5

4

6

( )

8 1

exp( / ) 1

( )

2.89 10 ( deg)

λ

π

λ λ

λ

σ σ

λ

= −

=

= × 

peak

B T hc

ch k T k

B T T

T nm

プランク関数

はボルツマン定数

について積分した強度

はステファン・ボルツ マン定数

ウィーンの変位則

温度が高いほど波長が短い

温度が高いほど光の強度が強い 黒体輻射のスペクトル

10^-10 10^-6 10^-2 10² 10⁶ 10¹⁰ 10¹⁴

10^-2 10^-1 10⁰ 10¹ 10² 10³ 10⁴ 10⁵ 黒体輻射

T=30K T=300K T=3000K T=30000K

波長(µm)

恒星の寿命（主系列にとどまっている時間）



->



 質量

/

 大質量星は中心温度が高い。 核反応の極端な温度依存性が高い光 度をつくっている。

質量

(M

)

中心温 度

(10

K)

絶対光 度

(L

)

寿命

(10

y)

表面温 度

(10

K)

中心密 度

(g/cm

)

半径

(R

)

10 3.1 4700 0.3 24 9.0 3.8

1 1.5 1 100 5.8 87 1

0.5 0.9 0.037 1800 3.8 85 0.4

教養のための天文講義、米山忠興著（丸善）

HR 図 星の進化



HR

http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/arny/instructor/graphics/ch13/1317.htmlより Explorations an Introduction to Astronomy Thomas T. Arny

Copyright ©2001 The McGraw-Hill Companies

赤色巨星後の進化



(

(

15

HR

白色矮星になる 超新星爆発を起こす

http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/arny/in

structor/graphics/ch13/1317.htmlより Explorations an Introduction to Astronomy Thomas T. Arny Copyright ©2001 The McGraw-Hill Companies

星の一生

http://galaxy.cc.osaka-kyoiku.ac.jp/cd-rom/star/evolve/evolve+.htm

福江純氏作成

左から

Ehta Carina, SN1987A, Ring Nebula

提供STScI/NASA

星の進化のシミュレーション

(



 http://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar/beginner .html

Sun (Evolution Tracks On)



1-8

 http://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar/beginner .html

One to Eight Solar Mass (Tracks On)



15

 http://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar/beginner .html

High Mass Star Death - Supernova

http://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar/index.html

恒星中心の核融合反応

（恒星内部での元素合成）

上表は教養のための天文学講義（米山著、丸善より）





C,O



Fe

Fe

たまねぎ状構造

原料 主な反応 主な生成

物

温度(K)

1H(陽子p) pp-chain, CNO-cycle

4He 10⁷

2x10⁷

4He (α粒子) 3α→¹²C

12C+α→¹⁶O

12C

16O

10⁸

12C ¹²C+¹²C→²⁰Ne+α ²⁰Ne 7x10⁸

20Ne ²⁰Ne+α→²⁴Mg ²⁴Mg 2x10⁹

16O ¹⁶O+¹⁶O→²⁸Si+α ²⁸Si 2x10⁹

24Mg,²⁸Si - ⁵⁶Ni,⁵⁶Fe 4x10⁹

56Ni ⁵⁶Ni+e^-→⁵⁶Co

56Co+e^-→⁵⁶Fe

56Fe -

元素の存在量とその起源



Li,Be)

 α

He

 r

Fe

Fe

http://www.chem.sci.toho-

u.ac.jp/labopage/ichem/takahasi/elements/ele ment_table.html#cosmic

より （東邦大学理学部)

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