超新星,,,これで第7巻「恒星」読了

　検定では発見者はもとより命名者も出題されます。

　ここではウィーラーが名付け親と書かれていますが、検定本だと、

　・1964年、科学ジャーナリストのアン・ユーイングが最初の使用者としています

　・1967年、相対論の大家で著名な科学者アーチボルト・ウィーラーが使ったので

　　人口に膾炙したため、ウィーラが命名者とされる場合も多い

　とあります…まあどちらでもいいのですが、試験に出るので覚えないとダメ

 

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　結局、「シリーズ現代の天文学」については計8冊を購入。

　赤枠が今日時点で読了したもの。青枠が読み進めているもの。

　第8巻「ブラックホールと高エネルギー現象」は日本一時帰国で購入した紙版

　これ以外は全てKindleです。

 

　いままでもKindle版で読んでいましたが、これほど集中的に読んでいるわけではなかったので、戸惑い100％

　kindleが出た当初、実はトータル3面ほど専用リーダーを使っていました。

　現時点で販売されているのは「文庫本」サイズみたいで、これも所持していますが、数式の多い理工系の本にはうまくフィットしません。

 

　Kindleの読み方として、本来であれば画面の大きいKindle Scribeで読みたいところですが、タイで入手は？であり、当初はPCで読んでいました。ただしモニターの配置位置の制約で目の位置から1m近く遠方なので、非常に読みづらい,,,

　代用としてiPadの縦使いで読みましたが、iPadminiなので画面が小さくこれも大変。

 

　最近はiPadの横使いで読んでいます。

　1ページ全体を見渡すことはできませんが、字の大きさは大きくなり、意外と改ページはスムーズで、当面これで行くのか,,,

　

　1冊350ページくらいで、4～5日で読了ペース。

　それほど根を詰めずお盆くらいまでで1周回できればいいかな,,,

 

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◎Ⅰa型超新星における伸縮因子

　何とも散文的な内容ですが、「シリーズ」でも「極大時後の減光率から算出した伸縮因子」という程度なので、まあこの程度で。

　ちなみにこの図の作者も含め、　「2011年のノーベル物理学賞は、「遠方超新星の観測を通じた宇宙の加速膨張の発見」という功績に対し、ソール・パールムッター、ブライアン・シュミット、アダム・リースの3氏に授与されました」

 

◎超新星SN1987Aが青色超巨星だったこと

　ともあれ、SN1987Aが青色超巨星だったという事実だけ覚えようか

https://sorae.info/astronomy/20230908-webb-sn1987a.html

 

◎暗い超新星

 

◎爆燃・遅延爆轟モデル

　上記はAIに考えさせたもので爆燃・遅延爆轟モデルというものらしく、これ以外にも脈動爆轟モデルもあるようで、検定テキストには出ないお話なので、こういうのもある,,,という程度か？

 

 

連星系の進化

 

　Youtubeからは広範な知識を得ています。

　このチャンネルは結構ハイグレードかつ分かりやすい。でも約1年ぶりの更新

　このシリーズは宇宙論、今回は第13回で、B2FH論文の流れの解説

　中身的にはこの動画の参考文献にもあるサイモン・シン「ビッグバン宇宙論」辺りのようで、以前で同著者の「宇宙創成」も読んだことがあり、分りやすかった,,,

 

　私的に気分が高揚するのは定常宇宙論の旗手であるフレッドホイルが、期せずして膨張宇宙論の論理的な最大懸案であった重元素が宇宙でどう作られたかで貢献したくだり。

　サバティカルで米国に滞在したホイルが、原子物理学の大家であるファウラーに面談して、ごり押しのように「基底状態から7.65MeVだけ高いエネルギーを持つ未発見の励起状態があるはずだから実験してくれ,,,」と頼んだあたり。

 

　ともあれ、この動画シリーズはまだ続きシリーズ完結が次回試験には間に合うか不明ですが、第1回から通しで再視聴してもいいかな,,,

 

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◎ロッシュローブ、ロッシュポテンシャル

　これは何度見ても嚙み締めても味わい深い。

　今回新しい発見は右図。これパッと見てわかる人って少ないでしょうね。

　検定テキストの演習問題にあったり、公式問題集にもあって理解するのは大変でしたが、一度理解すると,,,連星系の質量のやり取りが見えてきます。

　右図は、左図の真ん中で水平に切った断面での連星系ポテンシャルを表しています

　連星系の物質は左図でいうと目玉の位置に溜まり、だから連星,,,

　右図のハッチが掛ったあたりに質量が溜まっている状況が見てとれます。

　ここに物質が溜まるのはポテンシャルが低いからで、質量が移動するためにはラグランジュ点のL1(真ん中の山)、L2とL3（両脇の山）を乗り越える必要がありますが、ポテンシャルが大きいので通常だと、低い谷部に質量はあります。

　

　連星系で両星の間隔が縮まるとか、左側の星が巨星になって拡大していくと左図の目玉の〇が埋まり、左目玉のポテンシャルがL1に達すると、右〇の方に質量が移動します。、、、これが右図中の状況。

　ここで右〇が白色矮星の場合、左〇からの質量移動で降着円盤ができたり、矮星表面に物質が溜まり、矮新星や新星が誕生します。

 

　左巨星がどんどんと成長すると、L1を越える質量が増え、面一の状況で接触連星、連星間距離が短くなると左右の〇は合体して右図下のようなポテンシャル状態になります。共通外層進化というようです。なお実際のロッシュポテンシャルは3次元です。

 

◎ヘルツシュプルング・ギャップ（ヘルツシュプルングの間隙）

この辺りかと。

 

◎新星の減光速さ

 

◎Ⅰa型超新星爆発の質量輸送による降着（SD説；Single Degenerate）説

　一方は新星になり、他方は超新星爆発する,,,の閾値が分からない。

 

◎Ia型超新星爆発のSD説における質量輸送法

 

◎DD説（2重白色矮星合体説：Double Degenerate）の問題点

　テキストではSDとDDは2つがあるという程度ですが、「シリーズ現代の天文学」はSD説のようで、DDは問題点を指摘するだけ,,,

　ちなみに天文学辞典は両論併記型・

　「シリーズ」では問題点として「2」をあげています。私的には読んで納得するのは「3」かな。

 

◎

 

AGB星から大質量星辺りまで

　ものすごい言われようだけど、結局、発表当時、誰もチェックできなかったのでしょうね。それと意外なことですが、アインシュタインは学生時代に数学はあまり得手ではなかった（つまらないこととしてサボっていた）とのこと。高級数学満載の一般相対論を作り上げる際、学生時代の同級生の助力を借りたとも。

 

◎漸近巨星分枝（AGB星）

　キーワード盛り沢山

　これを見ると、ヘリウムフラッシュが起きて、水平分枝なりクランプ星になり、その後上掲の漸近巨星分枝になって「熱パルス」になるとあり、別に調べるとこれは「ヘリウム殻フラッシュ」ともいうようです,,,面倒くさい。

 

◎「ヘリウムフラッシュ」と「ヘリウム殻フラッシュ」

　明らかに別物のようです。ヘリウム殻フラッシュを熱パルスというようだし、今後は熱パルスを使ったいいんじゃない？

 

　ここで少々気になったのが、上掲グラフだと熱パルスの先は惑星状星雲形成のようで、これとの関係は？

　内容的にはちょっと先走りですが、熱パルス（ヘリウム殻フラッシュ）とともに水素外層が放出されるようです。

 

◎s過程（ヘリウム殻フラッシュの過程で起きる）

　なおAGB星表面にTc（テクネチウム）のスペクトル線が見られるので、s反応が起きている証左になるとのこと。

　ここは試験範囲的に言うと非常に微妙。

　惑星状星雲になるような質量8.0M☉の恒星では中心核では酸素+炭素しかできないとしているんですが、実際にはs過程で鉄族より重い元素ができちゃうんですよね。

　この辺り、正誤問題でどうなるのかは非常に微妙な線。多分、s過程を除外するようなコメントを設問に加えるのでしょう。,,数回前の2級試験ではこれで全員正解になったみたいです。

 

◎AGB星の多くはミラ型変光星になる

　おーあのミラ型が変光星はAGB星なんだ。

 

◎更問い、太陽規模の恒星はミラ型変光星になるか？

　検定試験のテキストは変光星は変光星、恒星進化は恒星進化なので、横方向のつなぎが希薄なので、別々に覚えていくのですが、こうやって関連性があれば覚えやすい,,,とはいえAGB星はテキスト範囲外ではあります。でも出ないわけではない。

 

◎白色矮星の冷却進化

　冷却進化＝炭素や酸素の結晶化

 

◎大質量星の進化

　この程度でお茶を濁そう。。。

　一応切れよく、大質量星の進化までは読了しましたが、以前取りまとめたところからあまり外に出ていなく、踏み込み過ぎても頭が混乱するだけなので、本稿はこの辺りで完了。

 

恒星：段々と難しくなる

　wikiで見ると何とも締まりのない銀河に見えますが,,,

　20万円でエネルギー稠密部の調査

　130万円で25万光年全域の調査ができるとのこと

 

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◎太陽の内部にある放射層とはどのように熱を伝達するものなのか

　光が太陽エネルギーを伝えるんですね,,,

　だから物は動かない、すなわち対流はない。コアで圧制する熱が多ければ多いほど表面近くまで放射層で熱が伝わる。A型星より質量が多ければほぼ全体が放射層となる

　あと太字はお決まりで「検定では1000万年」

　

◎太陽大気を解析する際の平行平板大気とは何か

　これはテキストにぽろっと出てくるものなのですが、式が書いてあるだけ。

　エディントンといえば第1次世界大戦後、1919年の皆既日食時に重力効果で星の位置が移動するという写真を撮りに行った人。

　見た目簡単な式ですが、100年近く前に作られた式が今でも広く応用されている,,,

 

◎オーギュストコント 

「人類が決してなしえないことは、天体がどのような物質でできているか知ること」

　この人、社会学者/哲学者というくくりなんですが、今だったら何を門外漢がと言われておしまい？

 

◎難しい、静水圧平衡が分かればいい程度？

　難しい,,,
 

◎シェーンベルグ=チャンドラセカール限界

　昨晩は「もうどうしようか,,,」というくらいの大きな壁、「恒星」の理屈編に突入して、ただ眼はiPad上を滑るだけ。何個かに一つは検定テキストで見た式なのですが、とてもじゃないけど追いきれない。そして心の中であくまでも「検定テキストの上澄みを狙う」だけなので、ここまで要らないなあと、理解を拒否。

 

　今朝、何十ページ過ぎたあたりでやっと自分の程度++あたりの文章が出てきたので早速ノートへ。

 

　自分なりの理解として、

　・中心付近で水素が枯渇して核融合反応が止まる

　・核融合反応による放射圧が低下すると、中心核(ほとんどがHe）が重力収縮

　・重力収縮が進むと中心部温度が高まり、

　　水素が残存している中心核外周部で核融合が進行する

　・中小質量星でコアは電子縮退はしないので、ある時点で中心核の収縮が止まる

　　この時点をシェーンベルグ=チャンドラセカール限界と呼び

　　中心核質量≒恒星質量の10％

　・これ以降、「静水圧分布を保つため、恒星は膨張し赤色巨星に進化していく

　　,,,この最後の行をもうちょっと自分なりに理解しようといろいろ探しましたが、

　　結局はAIに頼ることに

　まだちょっとよくわかりませんが、今日はこんなところか。

 

◎セファイド変光星になりうる恒星の質量はどれくらいか

　太陽も赤色巨星にはなるけどもセファイド変光星にはならないということね、了解

　…これは後ほど訂正。

　　太陽質量程度であっても種族Ⅱならセファイドになりうる,,,が正解

ｎｔ

　この図を見て悩むのが、例えば太陽質量10の星は最初、赤色巨星になる手前で1回通過し、その後、水平分枝のループで往復2回セファイド変光帯を跨ぐことになるが、この度に、セファイド変光星となるのか？という疑問

　これまた疑問氷解。今朝は調子いい,,,

 

◎質量2☉以下は、ヘリウム燃焼前に電子縮退となっている

　そういえば、いつの段階で電子縮退状態になるか調べていなかったなと思っていると、「恒星」に記述があり、天文学辞典を調べると書いてあるじゃん,,,

 

◎水平分枝とクランプ星の違い

　なるほど,,,太陽はクランプ星になりM型星赤色巨星になり、種族Ⅱの金属量の少ない星は小さいままで、中心核の高温がそのまま表面に達するために青い高温の星になる（すなわちHR図上を左に移動する）ということ。

　言い換えれば球状星団には水平分枝（青い光度の大きな星）が多く、散開星団にはクランプ星(赤く大きな星）が多いということらしい。

　そして種族Ⅱの星であれば水平分枝になって、セファイド不安定帯と交差することになる。。。

 

◎こと座RR型変光星

　この言葉はセファイドの時まとめましたが、再掲。前掲の球状星団の水平分枝に相当する星。

　ちなみに後追いで確認したところ、平均的な質量は0.65太陽質量ということで小粒

 

 

 

 

 

恒星をやっています

　雨季の合間

　今晩までもつか

　2セット撮影して、黒点がはっきりしている方を選択

　パッと見て随分と出来が違います、雲がかかったか？

　ちょっと寂しい黒点

　この場合でも2個で1ペアと見られるのか？

　

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　「シリーズ現代の天文学」,,,昨日段階では「銀河」をやろうと思っていましたが、やはり恒星からだろう,,,と。でもちょっとドツボにハマったかも。

 

◎すべての恒星が太陽のようなコロナを持つのか？

　恒星として太陽をベースに勉強するので、すべての恒星は太陽のようになっていると思いがち。まあ褐色矮星が太陽と同じとは考えませんが、ベガあたりで親しみのあるA型星でもコロナは存在しないとのこと。

 

◎主系列星と赤色巨星を経て白色矮星になった時の質量に関係はあるか

　太陽質量の0.8～8倍の恒星は、「最終的に太陽の約0.6倍程度の白色矮星になる」？

　そんなことないだろう,,,

 　AIの言うことを単純に信じてはだめだということ。

　そうでしょうそうでしょう,,,太陽質量8倍で1.4くらいにならないと理屈が通らない

　天文学辞典には「地球程度で」という前振りがあって、0.6M☉とあり、これが正解

　ちょっと気になるのがチャンドラセカール限界が1.46M☉とある点で、これでは四捨五入すると1.5ではないか？

 

　箱の中の最後の文章、中心に炭素が含まれるとⅠa型超新星、炭素がなくO-Ne-Mg核であれば、電子捕獲型超新星爆発になって中性子星になる,,,これは比較的最近検証されたもの。

 

◎激変星の軌道ハンプ、また軌道ハンプと軌道周期の関係

　テキストでは伴星(赤色巨星)から質量が流れだし、降着円盤との接点でホットスポットが形成されるとあるだけなので、深掘りしたもの。

https://www.asj.or.jp/geppou/archive_open/2000/pdf/20000705c.pdf

 

◎矮新星の分類

　「矮新星の分類」は定説がないようで、これはわざわざ4つを指定してAIにまとめさせたもの。基本的には「シリーズ現代の天文学」に合わせたもので、テキストもほぼコレに準拠。基本的には変光の具合が異なることで分けていて、図は現代の天文学のもの。

　試験問題としてこの変光周期グラフが出てくることはないと思いますが、,,,

 

◎りゅうこつ座イータ星

　イータカリーナ(ηカリーナ）星雲は自宅ベランダから見えるので、適時、シーズンごと撮影していますが、その星雲とこのηカリーナ星の関係は見過ごしていました。というのも、こういう「人形星雲」は我々レベルの望遠鏡では確認できないため。

　LBVは検定試験でおなじみのもの。高光度青色変光星。

　この辺は検定試験を越えるレベルかな？

 

◎ウォルフ・ライエ星

　これについてテキストでは「本書で扱わない」としていますが、前回試験で同じくくりのR CrBが出題されたので改めて

　Ｏ型星の進化の末の形,,,と理解

 

◎低金属星と初代星の違い

　言われてみれば当たり前の話なんですが、金属量がわずか10万分の一しか含まない低金属星の話題が参考書に載っていて、如何にも初代星かのような記載だったので、??と思っていたところ。

 

◎球状星団を構成する恒星の金属量は太陽程度から太陽の1/100以下まであると言われているが？

　これね、随分誘導尋問的な問いかけです。

　普通に球状星団を構成する恒星の金属量は？と聞くと「数分の一から100分の一」とAIは解答します。多分これは検定試験などの選択肢的な内容。だからここで止めておけばいいのですが、変に知恵がつくと上掲のような問いになるわけです。

 

　実際、球状星団を見ていくと赤色巨星が随分とあり、これらが超新星爆発すれば金属がまき散らされ次世代星は金属量が多くなるのだろう,,,球状星団の一生にくらべれば赤色巨星の期間などごくわずかであり、条件さえ整えば主系列星になるまで1億年もあればよいわけなので、これらの新しく誕生した星は金属を含む星になるわけです。

 

 

 

 

M57の写真

◎こと座M57

　話題的には古いのですが、天体としては有名人なので、最近の知見をまとめたもの

　惑星状星雲が形成される途上、恒星のコアが白色矮星に移行する段階で、高温の中心星表面から紫外線が放射され、放出された外層が電離して光を放つ状況

 

　JASTのNIRCamにより撮影されたもの、赤外線は色は持たないので観測された波長ごとに色付けされていますから、この色は「発表者の感性」。

 

　地球から見るとリングはのっぺりとしたリングとしてしか見えませんが、「水素ガスが高い密度で集まっている無数の塊で構成され、塊の数は約2万個で1つの塊の質量は地球と同じくらい」とのこと。(出典後記、以下同）

 

　またリングには多環芳香族炭化水素（ベンゼン環を2つ以上持つ化合物の総称、PAH）から放出された赤外線も観測されたとのこと。このPAHは検定テキストに唐突に出てきて、特に解説もない物質なのですが、こういうところにあるんだ,,,

 

　こちらは同じくJWST搭載のMIRIによる画像。

　主要リングの外側に白い泡の広がりみたいなものが見え、最大10個確認されています。これは惑星状星雲になった主星の周りに伴星が周回していたことを示すものだそうです。

　伴星は太陽から冥王星までの距離(平均40au)を公転しており、主星がガスを放出していた時期に280年ごとに伴星と主星が相互作用し形成されたとのこと。

　以前、このような主星と伴星の相互作用で「多重の殻が形成された」という記述を読んだことがあり、あれと同じか,,,

https://sorae.info/astronomy/20230829-webb-m57.html

sorae　ウェッブ宇宙望遠鏡が捉えた“こと座”の惑星状星雲「環状星雲」の姿

2023/08/29

 

◎バルマー不連続

　右端にスペクトルが取られた星の「型」が表示されています。

　B、A、Fでは明確にスペクトルの段差が見えていますが、G型星以下は不明瞭

　またA型星がひときわ段差がはっきりしています。

　これはG型以降では水素の電離が弱くなる、無くなるからであり、B型あるいはO型星でバルマージャンプが弱くなるのは、あまりにも高温で水素の陽子電子がプラズマ状態になり、励起というような状況になくなるため,,,図中のHα吸収線を見ても、B型星の吸収線が弱く見えるのはこのため。

 

◎こと座ベガ　高速自転星

　高速自転星は「シリーズ現代の天文学」での言葉ですが、天文学辞典にはなし。

　ともあれ自転が高速な星。

　ベガは光度等級の基準星ですが、意外と特殊な恒星なんですね

 

◎対流層を持たないO型星、B型星、A型星の磁場は？

　前提条件として、太陽は強力な磁場がありますが、これは太陽内部に形成された放射層と対流層の界面で自転のずれが生じていて、これにより磁力線が捩じられ絡み合い、それが表面に噴出したのが黒点である、、、そして黒点から外に飛び出た磁束管がΩ状になって、、、というモデルがあるなか、高温度星であるOBAは対流層がない（わずか）であり、太陽と同じような磁場が発生しにくい,,,というお話の序段。

 

　こちらはそれでもわずかに磁場がありますよ,,,というお話

　ただしここでいう「対流層」は太陽のように表面側にある対流層ではなく、中心部コア付近に形成される対流層のこと。

 

 

現代の天文学 6巻揃え

　記事の出所が日刊ゲンダイなので､､､というよりまだこの新聞あったんだ。

 

　鳥見に「認知機能向上」は確実にあると思います。

　例えば日々、音楽を聴いていますが、何となく聞くになっています。野山だと鳥のカサコソした音とか囀りはもちろんチッチという地鳴きなどあらゆる音に注意を払います。

　見るにしても、視るから観るに移っていきます。ボケーっと景色を見ていても微かな葉の動きで鳥の所在を確かめようと視るになり、やがてファインダーや双眼鏡越しに観るになっていきます。

 

　他方、☆はどうなんだろう。

　たまにパタヤで双眼鏡を出して夜空を眺めますが、パタヤじゃダメですね,,,最低山の中に行かないと。

　月は雲無く、ピントがあった時は美しいですが、鳥を見ているときのような感覚は少ないですね。

　天体はやはり機材調整ですか？諸事万端準備調製する作業で手先を使うし、あれこれ予測し作業する,,,ボケ防止にはなりそうですが、認知能力という言いかたかな？

 

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　先ほどamazonをポチリポチリ。

　現時点で上記6点の「シリーズ現代の天文学」が揃ったところ。

 

　④銀河Ⅰ　　Kindle

　⑤銀河Ⅱ　　Kindle

　⑥星間物質と星成形　　読了　Kindle

　⑦恒星　　Kindle

　⑧ブラックホールと高エネルギー現象　　紙版

　⑨太陽系と惑星　　Kindle　

 

　どこからやってもいいのですが、今日から「銀河Ⅰ」。

 

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　上記を書いてしばし考えて、検定テキストをじっくり読み返そうと方針転換

　前回試験前だと1冊1時間40分で周回していたところ、今朝は1章1時間くらいじっくり読んでいます。,,,結局5時間ほどかけて読了。

 

◎X線パルサー磁場周りの電子のサイクロトロン吸収線

　これなんか、「サイクロトロン」とテキストで見た瞬間、すぐに次に目を向けていました。天体現象だとシンクロトロンがメインで、ほとんどサイクロトロンの話題は見ません…ということで、調べ漏れでした。

　中性子星の磁場⇒サイクロトロン運動⇒ランダウ準位に従ったX線放射⇒電子を励起⇒スペクトル上に吸収線が見られる

 

◎(改めて、）明るさと光度の違い

　分かっているつもりでいざ説明しようとすると、あれ？

 

◎褐色矮星は主系列星か？

　テキストに誕生したばかりの星は全て主系列星とあり、じゃあ褐色矮星は？

　主系列星は「矮星」ではありますが、定義としては水素核融合中とのこと

　褐色矮星は主系列星ではない。。。

 

◎激変星の可視光域のスペクトルの特徴


◎これ解答解説通りに解いた人いるのかな？

　2026年6月7日実施天文宇宙検定2級試験

　横軸の距離を求めよという問題

　① 数 au ② 数十 au ③ 数百 au ④ 数千 au

 

　解答解説には、「天の川銀河中心までの距離から換算すると、横軸・縦軸の0.1秒角は約850 auに相当する」とあるのだけれども、実際には2級テキストに「0.1秒角は850au」とあり、850✕8なら④だろう,,,というのが受検生の解き方なんでしょうね。もちろんこの数字を覚えていれば、ですが。

 

　ちなみに同じ図が1級テキストにもあり、中心ブラックホールを廻る恒星の中には最近点で120auとあり、これは一番小さな軌道を廻る恒星の最近点なので、グラフ全体のスケール感であれば数千auかな,,,

 

◎ハッブルはスライファーの発見をパクっただけか？

　ここまでの取りまとめを読むと、ハッブルはスライファーの発見をパクっただけではないか,,,と思うわけです

 

◎スライファーは赤方偏移をどうとらえていたのか

　まあそういうことですね。

　ハッブルはリービットにセファイドの周期光度関係を整理させていて、アンドロメダ星雲の中のセファイド変光星で絶対光度を求め、距離を算出した,,,これでアンドロメダ星雲は天の川銀河の中にはないということを証明したわけですからね。

　そしてこの手法で遠くの銀河ほど赤方偏移が大きい、高速で遠ざかっていくということが分かったということですか。

 

 

 

星形成などのこと

　Kindleで読書中の「現代の天文学  巻6 『星間物質と星形成』」も残り80ページほど

　とりあえずこの本が読み終わったら、あと4冊ほどKindleを購入するつもりです。

 

◎ハービックハロー天体

　

　理解があやふやでした。,,,まあ昔の天文学者も私と同じ思い違いをしていたみたい

　原始星だと思っていたわけですが、原始星に関係してはいるものの、直接的に原始星になる系列上にはないようです。

 　ハービックハロー天体のことをまとめていたらXに流れてきた画像。

 

◎分子流天体と光ジェット

　数日前に調べた「角速度のジレンマ」を解決したもの

　一方が分子流、他方はプラズマの流れ。噴出されるものの状態が異なるということ

　原始星にガス円盤があることの示唆

 

◎原始惑星状円盤での重量比率

　なんですって。これはAIの答えですが、「現代の天文学」でも同じ記述

 

◎サルピータ―の初期質量関数

　あちこちで目にしながらテキストに載っていないので看過していたもの

 

◎分子雲グロビュール

　　

　中が見えない真っ黒な天体,,,左は観測波長により見え方が違っている

　可視光だと概ね右のように見えるっポイ。

 

　ちなみに上掲ボック・グロビュールB68（バーナード68）は、

　の位置にあるようです。また見かけの大きさは5分角～3分角,,,満月の1/10程度

 

◎分子雲/フィラメント/分子雲コアの関係

　分子雲コアって、それなりに密度が濃いエリアなので、中が見通せなかったようです。ここではハーシェルとかアルマとありますが、宇宙望遠鏡/電波望遠鏡の高精度化で中が見通せるようになったとのこと。

 

◎ケルビン・ヘルムホルツ収縮/ケルビン・ヘルムホルツ時間

　テキストでは計算問題等でやっているのですが、機構の名称まではでてきません

　一通り読めば、あああのことね。

　ちなみに太陽のエネルギーが重力エネルギーだとしたらあと何年持つか？

　答え3000千万年。だから太陽エネルギーは重力エネルギーではない別の機構で発生している,,,というのがテキストの導入部。

 

◎星形成領域でのメーザーの使い分け

　星形成領域は天文の勉強を始めてから聞き知った言葉。

　それもそのはず、2000年代になってX線衛星やアルマなどの高精度電波望遠鏡が解き明かしたものなので、メーザーなどもALMAあってのもの。

 

◎大質量星のほとんどが星団で形成される理由

　なるほど、こういうのって、天文ガイドを読んでいるとごく普通の知識なのだろうか

　テキストに載っていませんが、「現代の天文学」にはあるので業界の常識のようです

 

◎スーパースタークラスター（超星団）

 

maru 

 

1カ月振返り　超新星残骸と高温ガス界隈

　なるほど、こういう形ね、、

 

　ふと数えると6月試験から4週間、しばし振り返ろうという気分になりました

 

　①「詳解」、テキストの演習問題/研究の解説書

　・すべて見直して150ページほどにまとめ直し、、、数日ごとに周回中

　・昨日、要点をテキストに書き写しましたが、それほど増えなかったです。

　・前回試験の反省も含め、「徹底理解」が目標

 

　②天文学辞典

　・全見出し数3374語、進捗率73.6％

　・◎はそのまま理解、☆は調べて理解したハズ?

　・最近は理解するのをあきらめた「✕」も導入

　・そろそろ打ち止めという感じ、その後記号をオールクリアして再度一から,,,

　・単純に辞典を読んでいくのではなく、

　　「新天文学事典」「宇宙物理メモ」,,,などを併読しながら用語を増やしています

 

　③「現代の天文学シリーズ」日本天文学会編

　・現時点で手元に紙本1冊、kindle本1冊を所持

　・精読ベースで1週間1冊くらいのスピード

　・すべて理解するのは先の先

　　　テキストの内容を頭の中に2-3割積み増す程度。ただし本人は十分満足

　・現在、kindle本50％オフ期間であり、あと4冊ほど買い増し予定

 

　④今後（1カ月程度）

　・次回試験まで4カ月ちょっとという時期

　・しばらくは現状を維持。

　・その後、3冊目のテキストに2冊目の所要事項を書き写し作業

　　取捨選択を徹底。前に難しかったことが今はそうでない。不要な下線を削除。

 

　くらいでしょうか,,,

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◎軟X線背景放射

　軟だからちょっとユルメのX線。

　背景放射ということは、全天はX線で埋め尽くされている,,,という意味。ただし地球からは見えないし、人間の眼も対応していないので、夜空を見てもX線で光り輝く状況は見えない

 

◎太陽系は超新星爆発のバブルの中にある

　超新星爆発による空間なので、一声10000Kというオーダーながら物質が希薄なので、熱さを感じない。上掲に出ている頻度は各資料でばらつきます。あくまでもそんなもんだという程度に。大きさはだいたい一致。

 

◎セドフ解

　これは覚えるしかない,,,でもテキストの式は覚えられない,,,

　試験では式で計算しろなどとは出なさそう　∵べき乗計算ができない

　ただしグラフの形状から密度、圧力、速度を選べというのはでそう（でている）

 

　超新星爆発時の断熱膨張期=セドフ解適用時の状況（グラフの見分け方）

〇密度

・初期段階で一定密度(有限な値)となっている

・超新星爆発の爆心(グラフ左端)では物質は飛散しゼロになる

・衝撃面前面で周辺物質を押し込み高まる

〇圧力

・衝撃球殻内の圧力はほぼ一定

・衝撃面前面では立ち上がる

・時間とともに圧力は下がっていく　∵球殻半径が長くなるため

〇速度

・初期段階で速度はゼロ

・爆心は物質が左右に飛散するのでゼロになる　(速度が左右で釣り合う）

・衝撃波前面に向かって速度は高まる

・時間経過に従い前面速度は急激に減少する

 

◎チャンドラセカールとフェルミにより提案された銀河磁場の推定

　チャンドラセカールはわかるものの、フェルミってこんなことに手を出すのかな

　観測データから理論を導き出すみたいなことと縁がないイメージ

 

◎ゼーマン効果発見の経緯

　コラムとして載っていたものをネットで拾ったもの

 

◎プラズマ中の電磁波速度

　この箱の中は実際のところよく理解できていません。

 

　ただし中性子星のパルサーを観測して、その到達する分散を計測すると距離が分かるということがあり、分散量度というのですが、上記によればこれに周波数依存性があり、「波形のなまり」を分析すればいいとわかり、それで満足

 

 

電離ガス（Hii領域）あたり

　朝6時、パタヤ最大の歓楽街であるウォーキングストリートから出てくる人たち

　他方私は、朝の買い出しで市場に出かけるところ。

　この人たちと12時間くらい時間がズレた生活をしているわけですが、パタヤではどちらが一般的かといえば、私は特殊な方。

 

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◎共生星

　単独星系であれば共生星と呼ばれる,,,こういう現象がみられるのが一般的にみらっるのが星雲の電離ガス

 

◎シャンパン流

　天文学辞典には未掲載ながら、論文等で散見される表現。

　不定形な星雲,,,例えばオリオンだ星雲などの形状を説明する言葉

 

◎Hii領域が熱い,,,理由

　近傍のOB星辺りが発する紫外線を分子雲が受け止めて励起する際に、余ったエネルギーは自由電子の運動エネルギーとなって、これがHii星雲が加熱される理由。

　テキストでは10^4Kすなわち1万ケルビンと習う

 

◎光解離領域

　今までモヤモヤしていたところ。

　特にオリオン大星雲がHii領域であるとは分かっていても、それと光解離領域がどう絡まるのかが、不明でした

　Hii領域の郊外というか、周辺領域らしい。

　水素電離エネルギーより弱い光子なので、分子や水素以外の電離エネルギーの低い炭素原子などを電離するというもの。分子なので振動や回転に伴うスペクトルの波長帯をとる。

 

◎ブライトバー、ブライトリム

　写真の「バー」に相当するところ

 

◎惑星状星雲編年史

　最初に観測された惑星状星雲は？　なんか出そうな問題。

　白黒写真で選ぶとか、リング、らせんに痴れっとかに星雲を混ぜるなど。

 

◎禁制線　［Oiii］など

　まずは天体写真での見映えも含めた概説。

 

 

◎さてここからが難関

　まあ、検定試験には出なさそう

　自発放射確率は1回前の検定で出題。確立と寿命が逆数関係になります。

　なぜ禁制線が地球の実験室で見られないかは問われてもいいかも。

 

　なお、電気四重極子と磁気四重双極子の強度比で求める電子温度は頭がパンクしたので上掲程度でおしまい。