科学者はどうやって遠くの星の秘密を知るのでしょうか?彼ら全員にスペクトルの「指紋」があることが判明しました。

今年3月30日、世界的に有名な科学雑誌「ネイチャー」は、NASA（アメリカ航空宇宙局）がハッブル望遠鏡を使ってこれまでで最も遠い星、WHL0137-LSを発見し、「明けの明星」あるいは「日の出の光」を意味するエアレンデルと名付けられたという記事を掲載した。

研究によれば、この星は地球から約129億光年離れており、質量は太陽の約50倍で、巨大な青い星だそうです。これまで最も遠い星は、2018年に発見されたMACS J1149 + 2223 Lensed Star-1（略してLS1）、別名イカロスで、地球から約93億光年離れていました。

これらの星は重力レンズ効果による拡大効果によって発見されました。ぼやけているにもかかわらず、科学者たちはわずかな星の光からその身元情報を検知することができます。科学者は数十億光年離れた多くの星の状態を詳細に説明することができます。それで、科学者はこれらの星についての情報をどうやって知るのでしょうか?

科学者たちは、これらの遠くの星の秘密を探るために多くの科学的手段を持っていることが判明しました。最も重要な方法の 1 つは、恒星のスペクトルを分析することです。恒星のスペクトルは、星の多くの深い秘密を明らかにすることができます。 2 つの星がまったく同じスペクトルを持つことはないため、恒星のスペクトルは星の指紋として知られています。

科学者が星のこの「指紋」を習得しているからこそ、遠くの星の基本的なパラメータと詳細を理解することができるのです。一緒に学んで理解しましょう。

スペクトル指紋の形成方法/

誰もが異なる指紋を持っており、まったく同じ指紋はこの世に二つ存在しないことは周知の事実です。だからこそ、ある人が残した指紋情報を通じて、70億人以上の中からその人を見つけることができるのです。

しかし、星にも指紋があると言ったら、多くの人はきっと信じないでしょう。星は巨大な火の玉なのに、どうして指紋が残るのでしょうか?この記述は正しいのですが、ここで言う指紋は本物の指紋ではなく、情報を識別できる指紋に似た手法です。人間の場合、指紋は個人の身元情報と関係していることが多いです。指紋を比較することで、その人の性別、年齢、出身地、民族、信用状況などの情報を知ることができます。そのため、指紋もIDカードに似ています。

星についても同じことが言えます。それぞれの星は、異なる環境、時間、物質構成、質量、進化の過程、距離で生まれるため、放出される光も異なります。恒星のスペクトルはこれらの違いを微妙に描写し、それによって恒星の「指紋」を形成します。

スペクトルは光の色とスペクトル線です。私たちの目で見る光は可視光と呼ばれ、複合光です。たとえば、太陽光は赤、オレンジ、黄色、緑、シアン、青、紫などの色で構成されています。異なる色の光はそれぞれ異なる波長と屈折率を持っているため、プリズムを通過するときに分散が発生し、異なる色の光が分離されます。

可視光線の波長はおよそ 380 ～ 780 ナノメートルで、紫色の光が最も波長が短く、赤色の光が最も波長が長く、エネルギーは波長に反比例します。可視光は電磁スペクトルのごく一部です。電磁波には、可視光線の他に、電波、赤外線、紫外線、X線、ガンマ線などの目に見えない光線も含まれます。

光波は、原子の移動中に電子によって生成される電磁放射です。異なる物質の内部電子と、異なるエネルギーでのこれらの電子の動きは異なるため、異なる状態の異なる物質から放出される光波も異なります。これまでに発見されている宇宙元素は118種類あり、それぞれの元素が発する光波は異なります。

スペクトルにはスペクトル線があり、均一な連続スペクトル内の暗い線または明るい線を指します。それぞれの原子には独自の特徴的なスペクトル線があります。したがって、スペクトル線の特性を利用して、どの原子または分子が光を放射しているかを特定することができます。スペクトル線はキルヒホッフの法則に従います。つまり、各化学元素は放射線を生成し、高温で独自の明るい線スペクトルを放出します。低温では、放射できる放射線を吸収し、スペクトルの明るい線を暗い線に変えるのです。

科学者は実験室でさまざまな条件下でさまざまな元素のスペクトルサンプルを取得します。これらのサンプルを用いて、収集したさまざまな光源のスペクトルを比較・分析することで、これらの光源がどのような元素から放射されているか、また、さまざまな元素の存在量（比率）を調べることができます。これが、科学者が恒星のスペクトル分析を通じて恒星の状態を知ることができる理由です。

星のスペクトルを分析することで、星の大きさや寿命も知ることができます。

科学者たちは星の長期観測を通じて、あるパターンを発見した。それは、星の質量が大きいほど、その明るさと表面温度が高くなるというものだ。このようにして、星の明るさからその質量を推測することができます。

最も一般的に使用されている恒星スペクトル分類システムは、19 世紀後半に米国のハーバード天文台によって提案されました。それはハーバードシステムと呼ばれています。このシステムは、恒星のスペクトルを O、B、A、F、G、K、M などのタイプに分類します。各スペクトル タイプは 10 個のサブタイプに分かれており、アラビア数字の 0 から 9 でマークされています。

しかし、現在観測されている星の中で最も熱い星はO5であり、最も暗い星はM5です。したがって、O 型のサブカテゴリは 6 つだけ、M 型のサブカテゴリは 5 つだけあります。これまでのところ、61 個のサブカテゴリのみが観察されています。

O 型スペクトル星は、太陽の 20 倍から 150 倍の質量を持つ星を指します。それらは青く見え、表面温度は 25,000 ～ 55,000K で、絶対輝度は太陽の 200,000 ～ 500 万倍です。天の川銀河にはこのような巨大な星はごくわずかしか存在せず、全星数の約 0.00003% を占めています。

M型スペクトル星は、質量が太陽の0.4倍未満の最も小さい赤色矮星を指し、最も小さいものは太陽の質量のわずか0.08倍で、表面温度は2000〜3500Kです。このタイプの星は天の川銀河の主流の星であり、全星数の約 76.45% を占めています。

太陽はG型スペクトルに属します。このスペクトル型の星には、太陽の 0.8 ～ 1.2 倍の質量を持つ星が含まれます。色が黄色いので黄色矮星とも呼ばれます。表面温度は5000～6000Kで、天の川銀河の約7.8%を占めています。太陽は質量が1.9896*10^30キログラムの黄色矮星です。

他にも星のスペクトルの分類方法や種類はいくつかありますが、ここでは説明しません。

星の寿命はその質量に反比例します。つまり、恒星の質量が大きいほど、内部の温度と圧力が非常に高くなるため核反応が激しくなり、燃焼が速くなり、消費する燃料が多くなり、寿命が短くなります。逆に言えば、星の質量が大きいほど、その寿命は長くなります。したがって、科学者は星のスペクトルを分析することによって星の質量を決定することができ、そこから星の寿命を決定することができます。

恒星のスペクトル内の元素の比率とさまざまな元素の存在量を分析することで、恒星がどの進化段階に達しているか、またどのくらいの寿命があるのか​​を判定できます。これは、星が誕生した瞬間から絶えず核融合を起こしており、星の元素構成が絶えず変化しているためです。

これは人間の年齢を理解するのと少し似ています。医師は、さまざまな年齢層の人間の骨密度、体組織の状態、その他の指標を知っており、診察や検査の報告書を見ることで、その人のおおよその年齢を知ることができます。

星のスペクトルから、星と私たちの間の距離も知ることができます。

星のスペクトルから星までの距離を求める一般的な方法は 2 つあります。1 つは星の絶対等級を視等級に変換して星までの距離を求める方法です。もう 1 つは、星のスペクトルの赤方偏移または青方偏移によって星までの距離を計算することです。

絶対等級と見かけの等級はどちらも星の明るさの尺度であり、数値で表されます。値が大きいほど暗くなり、値が小さいほど暗くなります。負の数もあり、値が負になるほど星は明るくなります。各レベルの明るさは 2.512 倍異なるため、レベル間の明るさの差は 2.512 の指数になります。例えば、1等星と6等星の明るさの差が5等の場合、明るさの差は2.512の5乗、つまり約100倍になります。

絶対等級は星の絶対的な明るさです。理論的には、星は明るさを比較するために 10 秒角の同じスタートライン上に配置されます。したがって、絶対等級は星の真の明るさです。パーセクは宇宙の天体間の距離の単位です。 1パーセクは約3.26光年、10パーセクは32.6光年です。

見かけの等級は視等級とも呼ばれ、肉眼で見た星の明るさ（望遠鏡で見た明るさの換算を含む）です。星は遠くにあるし近くにあるので、人間の目で見る明るさは星の本当の明るさを表すことはできません。絶対的な明るさが大きい星は、より遠くにあるため暗く見えます。一方、絶対的な明るさが小さい星は、近くにあるためより明るく見えます。

たとえば、太陽の絶対等級は 4.83 ですが、視等級は -26.74 です。シリウスAの絶対等級は1.42、視等級は-1.47です。 2 つの星の絶対等級を比較すると、シリウスは太陽の約 23 倍明るいですが、シリウスと太陽の視覚的な明るさはまったく比較になりません。

太陽は非常に大きくて遠いので、直接見ることは不可能です。シリウスはただの星です。太陽の見かけの等級はシリウスの128億倍明るい。これは、太陽が私たちからわずか 1 億 5000 万キロメートル離れているのに対し、シリウスは 8.6 光年離れており、太陽の距離の 6 万倍以上離れているためです。シリウスを太陽の位置に移動すると、その明るさは-30等級に達しますが、それでも太陽の約23倍になります。

絶対等級と見かけ等級の変換式は、m=M-5log(d0/d) または M=m+5log(d0/d) です。最初の式は絶対等級がわかっている場合に視等級を変換するための式であり、2 番目の式は視等級がわかっている場合に絶対等級を変換するための式です。この式で、m は視等級、M は絶対等級、d0 は 10 秒角 (32.6 光年)、d は天体の実際の距離を表します。

この式から、絶対等級と視等級の関係は距離に比例していることもわかります。スペクトル型から星の絶対等級を取得し、肉眼または望遠鏡で星の見かけの等級を決定できるため、星と人間の間の実際の距離を計算することができます。

スペクトル赤方偏移法または青方偏移法は、波のように移動する物体にはドップラー効果があるという事実に基づいています。つまり、波源が近づくと、波長が圧縮されて短くなり、周波数が高くなります。逆に、波長は長くなり、周波数は低くなります。光波の場合、赤色光の波長は長く、青紫色光の波長は短くなります。したがって、光波の源が私たちから遠ざかると、スペクトル線は赤い端に向かって移動します。そうでなければ、青紫色の端に向かって移動します。

これをスペクトルの赤方偏移と青方偏移と呼びます。赤方偏移は光源が私たちから遠ざかることを意味し、青方偏移は光源が私たちに向かって移動していることを意味します。星のスペクトルの赤方偏移や青方偏移を測定することで、科学者は星が私たちからどれだけ速く遠ざかっているか、あるいは近づいているかを判断することができます。

赤方偏移と青方偏移の値は速度に正比例します。値が大きいほど速度が速くなります。

現代の標準的な宇宙論モデル理論では、宇宙は等方的に膨張していると考えられています。遠くの銀河や星は、距離に比例した速度で私たちから遠ざかっています。つまり、銀河が遠いほど、より速く遠ざかるのです。この法則を発見した天文学者エドウィン・ハッブルは、ハッブルの法則を確立しました。ハッブルの法則は、V = H*D と表すことができます。

この式では、V は遠くの銀河が私たちから遠ざかる速度、H はハッブル定数、D は銀河と私たちとの間の実際の距離を表します。したがって、スペクトル赤方偏移から星が私たちから遠ざかる速度を取得できれば、ハッブル定数を通じて星と私たちの間の距離を計算することができます。

ハッブル定数は、銀河がメガパーセク単位で私たちから遠ざかっている速度です。 2013年に欧州宇宙機関がプランク衛星を通じて測定したハッブル定数は67.80 km/sであり、これは326万光年の距離にある銀河が毎秒約67.8キロメートルの速度で私たちから遠ざかっていることを意味します。

このように、赤方偏移の値を通じて、ある星が私たちから遠ざかる速度が毎秒 1000 キロメートルであることを計算できます。ハッブルの法則によれば、この星から地球までの距離は、1000/67.8*3260000≈4808万光年と計算できます。

しかし、宇宙の膨張は大規模であるため、スペクトル赤方偏移を使用して距離を計算することは、326 万光年を超える距離にのみ適用できます。小規模では膨張の影響は明らかではなく、天体は依然として主に重力によって制約され、互いに接近します。例えば、アンドロメダ銀河と天の川銀河は、互いの巨大な重力により秒速約300キロメートルの速度で接近しており、30億年から40億年の間に衝突・融合が起こると予想されています。

つまり、恒星のスペクトルは各恒星の指紋と身分証明書であり、そこには多くの恒星の情報が含まれています。恒星のスペクトルを分析することで、科学者はそれぞれの恒星の識別プロファイルを作成できます。これについてどう思いますか？議論へようこそ。読んでいただきありがとうございます。

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