ロゴ
ユニオンペディア
コミュニケーション
Google Play で手に入れよう
新しい! あなたのAndroid™デバイスでユニオンペディアをダウンロードしてください!
無料
ブラウザよりも高速アクセス!
 

炭素星

索引 炭素星

炭素星(たんそせい、Carbon star)は、典型的な漸近巨星分枝星で、その恒星大気中に酸素よりも炭素が多く含まれている赤色巨星である。2つの元素が大気上層で結合して一酸化炭素を形成することによって恒星大気中の酸素が消費されてしまうため、他の炭化物を作るのに自由な炭素原子が残り、恒星大気はすすけた状態となり、際立って赤く見えるようになる。 太陽のような通常の恒星では、大気中に炭素よりも酸素の方が多い。このような炭素星としての特質を示さず、一酸化炭素分子を作る程度に温度の低い星は「酸素星」と呼ばれることもある。 炭素星は特異なスペクトル型を示し、天体分光学が始まった1860年代にアンジェロ・セッキによって初めて確認された。.

44 関係: おとめ座SS星ちょうこくしつ座R星はくちょう座RS星しし座CW星うみへび座V星うさぎ座R星かに座X星かんむり座R型変光星天文学者太陽変光星一酸化炭素地人書館バリウムバリウム星リチウムトリプルアルファ反応ヘリウムヘリウムフラッシュヘリウム燃焼過程りょうけん座Y星アメリカ合衆国アンジェロ・セッキウィキペディア日本語版オリオン座W星ジシアンスペクトル元素合成CNOサイクル炭素白色矮星鈴木敬信赤外線赤色巨星酸素連星S型星S過程恒星恒星大気恒星進化論核融合反応水素漸近巨星分枝

おとめ座SS星

おとめ座SS星(おとめざSSせい)は、おとめ座の脈動変光星。.

新しい!!: 炭素星とおとめ座SS星 · 続きを見る »

ちょうこくしつ座R星

ちょうこくしつ座R星(ちょうこくしつざRせい)とは、地球から1500光年離れた位置にある漸近巨星分枝星である。.

新しい!!: 炭素星とちょうこくしつ座R星 · 続きを見る »

はくちょう座RS星

はくちょう座RS星(はくちょうざRSせい)は、はくちょう座の脈動変光星。.

新しい!!: 炭素星とはくちょう座RS星 · 続きを見る »

しし座CW星

しし座CW星(ししざCWせい)あるいはIRC +10216は、しし座にある脈動変光星。.

新しい!!: 炭素星としし座CW星 · 続きを見る »

うみへび座V星

うみへび座V星(うみへびざVせい)は、うみへび座の脈動変光星。.

新しい!!: 炭素星とうみへび座V星 · 続きを見る »

うさぎ座R星

うさぎ座R星(うさぎざあーるせい)はうさぎ座にある脈動変光星で、学名はR Leporis(略称はR Lep)。非常に赤い色をしているので「クリムゾンスター(Crimson Star)」と呼ばれるが、この名はこの星を発見したロンドンのジョン・ハインドによって名付けられた。.

新しい!!: 炭素星とうさぎ座R星 · 続きを見る »

かに座X星

かに座X星(かにざXせい)は、かに座の脈動変光星。.

新しい!!: 炭素星とかに座X星 · 続きを見る »

かんむり座R型変光星

かんむり座R型変光星(R Coronae Borealis variable)は、10分の1程度の低い振幅のモードと1-9等級の不規則で急激なモードの2つのモードで光度が変化する爆発型変光星である。RCBと略記する。プロトタイプ星は、イングランドのアマチュア天文学者であるエドワード・ピゴットが1794年に発見したかんむり座R星である。それ以来、約100個のかんむり座R型変光星だけが発見されており、非常に珍しい分類となっている。 減光は、すすの形に凝集した炭素が恒星の赤外線を遮るために起こり、可視光では明るさは変わらない。かんむり座R型変光星は、通常はF型またはG型の黄色の超巨星で、黄色の超巨星に特徴的な二原子炭素やシアン化物の分子吸収帯を持つ。かんむり座R型変光星の大気は、水素を欠いており、ヘリウムや他の元素に対する存在量は、1000分の1から100万分の1である。.

新しい!!: 炭素星とかんむり座R型変光星 · 続きを見る »

天文学者

リレオ・ガリレイはしばしば近代天文学の父と呼ばれる。 天文学者(てんもんがくしゃ)とは、惑星、恒星、銀河等の天体を研究する科学者である。 歴史的に、astronomy では天空で起きる現象の分類や記述に重点を置き、astroplane ではこれらの現象の説明やそれらの間の差異を物理法則を使って説明することを試みてきた。今日では、2つの差はほとんどなくなっている。プロの天文学者は高い教育を受け、通常物理学か天文学の博士号を持っており、研究所や大学に雇用されている。多くの時間を研究に費やすが、教育、施設の建設、天文台の運営の補助等にも携わっている。アメリカ合衆国のプロの天文学者の数は少なく、北米最大の天文学者の組織であるアメリカ天文学会には7,700人が所属している。天文学者の数の中には、物理学、地学、工学等の別の分野出身で天文学に関心を持ち、深く関わっているの者も含まれている。国際天文学連合には、博士課程以上の学生を含めて89カ国から9259人が所属している。 世界中のプロの天文学者の数は小さな町の人口にも満たないが、アマチュア天文学者のコミュニティは数多くある。多くの市に、定期的に会合を開催しているアマチュア天文学者のクラブがある。太平洋天文協会は、70カ国以上からプロやアマチュアの天文学者、教育者が参加する世界最大の組織である。他の趣味と同様に、自身をアマチュア天文学者だと考える多くの人々は、月に数時間を天体観測や最新の研究成果を読むことに費やす。しかし、アマチュアは、いわゆる「アームチェア天文学者」と呼ばれる人々から、自身の天体望遠鏡を所持して野望を持ち、新しい発見をしたりプロの天文学者の研究を助けたりする者まで、幅広く存在する。.

新しい!!: 炭素星と天文学者 · 続きを見る »

太陽

太陽(たいよう、Sun、Sol)は、銀河系(天の川銀河)の恒星の一つである。人類が住む地球を含む太陽系の物理的中心尾崎、第2章太陽と太陽系、pp. 9–10であり、太陽系の全質量の99.86%を占め、太陽系の全天体に重力の影響を与えるニュートン (別2009)、2章 太陽と地球、そして月、pp. 30–31 太陽とは何か。 太陽は属している銀河系の中ではありふれた主系列星の一つで、スペクトル型はG2V(金色)である。推測年齢は約46億年で、中心部に存在する水素の50%程度を熱核融合で使用し、主系列星として存在できる期間の半分を経過しているものと考えられている尾崎、第2章太陽と太陽系、2.1太陽 2.1.1太陽の概観 pp. 10–11。 また、太陽が太陽系の中心の恒星であることから、任意の惑星系の中心の恒星を比喩的に「太陽」と呼ぶことがある。.

新しい!!: 炭素星と太陽 · 続きを見る »

変光星

変光星(へんこうせい)は、天体の一種で、明るさ(等級)が変化するもののことである。大まかに爆発型変光星、脈動変光星、回転変光星、激変星、食変光星(食連星)、X線変光星の6種類に分類される。.

新しい!!: 炭素星と変光星 · 続きを見る »

一酸化炭素

一酸化炭素(いっさんかたんそ、carbon monoxide)は、炭素の酸化物の1種であり、常温・常圧で無色・無臭・可燃性の気体である。一酸化炭素中毒の原因となる。化学式は CO と表される。.

新しい!!: 炭素星と一酸化炭素 · 続きを見る »

地人書館

地人書館(ちじんしょかん)は、日本の出版企業。1930年(昭和5年)に現在も本社のある東京都新宿区中町にて創業。創業期以来、理工学関連書の出版を専門的に行う。 特に、地学・天文学・気象学などの分野では、古くから専門雑誌を刊行しており、日本ではこの分野でのパイオニア。現在は、編集長不在のため、休刊中であるが、天文学や気象学の専門書・啓蒙書などの出版を行っている。 その他の分野としては、理学・工学・医学などの分野でも専門書や啓蒙書を出版している。.

新しい!!: 炭素星と地人書館 · 続きを見る »

バリウム

バリウム(barium )は、原子番号 56 の元素。元素記号は Ba。アルカリ土類金属のひとつで、単体では銀白色の軟らかい金属。他のアルカリ土類金属元素と類似した性質を示すが、カルシウムやストロンチウムと比べ反応性は高い。化学的性質としては+2価の希土類イオンとも類似した性質を示す。アルカリ土類金属としては密度が大きく重いため、ギリシャ語で「重い」を意味する βαρύς (barys) にちなんで命名された。ただし、金属バリウムの比重は約3.5であるため軽金属に分類される。地殻における存在量は豊富であり、重晶石(硫酸バリウム)などの鉱石として産出する。確認埋蔵量の48.6%を中国が占めており、生産量も50%以上が中国によるものである。バリウムの最大の用途は油井やガス井を採掘するためのにおける加重剤であり、重晶石を砕いたバライト粉が利用される。 硫酸バリウム以外の可溶性バリウム塩には毒性があり、多量のバリウムを摂取するとカリウムチャネルをバリウムイオンが阻害することによって神経系への影響が生じる。そのためバリウムは毒物及び劇物取締法などにおいて規制の対象となっている。.

新しい!!: 炭素星とバリウム · 続きを見る »

バリウム星

バリウム星『天文学辞典』改訂増補第2刷 地人書館 550P ISBN 4-8052-0393-5(-せい、barium star)は、スペクトル型がG型またはK型の巨星である。スペクトルから、S過程が過剰に進み、455.4nmの一価のバリウムが存在することが示唆されている。バリウム星はまた、CH、CN、CCの分子結合を持つ炭素も豊富に存在する特徴を見せている。William BidelmanとPhilip Keenanによって最初に確認され、定義された。 視線速度の観測により、全てのバリウム星は連星であるということが知られている。IUEによる紫外線の観測で、いくつかのバリウム星の系に白色矮星が見つかった。 バリウム星は、連星系の質量転移の結果できると考えられている。質量転移は、巨星が主系列星である時に起こる。質量を提供する伴星は、漸近巨星分枝上の炭素星であり、内部で炭素とS過程の元素を生産している。これらの原子核合成生成物は表面への対流で混合される。これらの物質の一部は巨星の表面の層を「汚染」し、漸近巨星分枝上の星は進化の最終過程で質量を失って白色矮星となる。白色矮星になってから長い期間が経ち、主星も赤色巨星にまで進化してしまうと、質量転移がいつ起こったのかは確定できない。 進化の過程で、バリウム星は一時的にG型、K型の恒星としての限界を超えて大きく暗くなる。この状態になると、通常はスペクトル型がM型になるが、S過程が過剰になることによってこのような組成が可能となる。M型の恒星の表面温度では、酸化亜鉛のバンドを示す。これが起こると、恒星は「外因性の」S型星になる。 標準的な恒星進化論では、G型とK型の巨星は炭素やS過程の元素を合成し、表面で混合するほど進化してはいないとされているため、歴史的にバリウム星は謎をはらんでいた。恒星が連星系で存在するという発見により、伴星がこのような元素を生成し、スペクトルの特徴の元になっているということが明らかになって、この謎は解決した。質量転移の仮説は、バリウム星のようなスペクトルの特徴を持った主系列星が存在するということを予測する。少なくともそのような恒星として、HR 107が知られている。 典型的なバリウム星には、やぎ座ζ星、HR 774、HR 4474等がある。 CH星は、同様の進化段階、スペクトルの特徴、軌道統計にある種族IIの恒星であり、バリウム星より古く金属量が少ない類似体だと考えられている。.

新しい!!: 炭素星とバリウム星 · 続きを見る »

リチウム

リチウム(lithium、lithium )は原子番号 3、原子量 6.941 の元素である。元素記号は Li。アルカリ金属元素の一つで白銀色の軟らかい元素であり、全ての金属元素の中で最も軽く、比熱容量は全固体元素中で最も高い。 リチウムの化学的性質は、他のアルカリ金属元素よりもむしろアルカリ土類金属元素に類似している。酸化還元電位は全元素中で最も低い。リチウムには2つの安定同位体および8つの放射性同位体があり、天然に存在するリチウムは安定同位体である6Liおよび7Liからなっている。これらのリチウムの安定同位体は、中性子の衝突などによる核分裂反応を起こしやすいため恒星中で消費されやすく、原子番号の近い他の元素と比較して存在量は著しく小さい。 1817年にヨアン・オーガスト・アルフェドソンがペタル石の分析によって発見した。アルフェドソンの所属していた研究室の主催者であったイェンス・ベルセリウスによって、ギリシャ語で「石」を意味する lithos に由来してリチウムと名付けられた。アルフェドソンは金属リチウムの単離には成功せず、1821年にウィリアム・トマス・ブランドが電気分解によって初めて金属リチウムの単離に成功した。1923年にドイツのメタルゲゼルシャフト社が溶融塩電解による金属リチウムの工業的生産法を発見し、その後の金属リチウム生産へと繋がっていった。第二次世界大戦の戦中戦後には航空機用の耐熱グリースとしての小さな需要しかなかったが、冷戦下には水素爆弾製造のための需要が急激に増加した。その後冷戦の終了により核兵器用のリチウムの需要が大幅に冷え込んだものの、2000年代までにはリチウムイオン二次電池用のリチウム需要が増加している。 リチウムは地球上に広く分布しているが、非常に高い反応性のために単体としては存在していない。地殻中で25番目に多く存在する元素であり、火成岩や塩湖かん水中に多く含まれる。リチウムの埋蔵量の多くはアンデス山脈沿いに偏在しており、最大の産出国はチリである。海水中にはおよそ2300億トンのリチウムが含まれており、海水からリチウムを回収する技術の研究開発が進められている。世界のリチウム市場は少数の供給企業による寡占状態であるため、資源の偏在性と併せて需給ギャップが懸念されている。 リチウムは陶器やガラスの添加剤、光学ガラス、電池(一次電池および二次電池)、耐熱グリースや連続鋳造のフラックスとして利用される。2011年時点で最大の用途は陶器やガラス用途であるが、二次電池用途での需要が将来的に増加していくものと予測されている。リチウムの同位体は水素爆弾や核融合炉などにおいて核融合燃料であるトリチウムを生成するために利用されている。 リチウムは腐食性を有しており、高濃度のリチウム化合物に曝露されると肺水腫が引き起こされることがある。また、妊娠中の女性がリチウムを摂取することでの発生リスクが増加するといわれる。リチウムは覚醒剤を合成するためのバーチ還元における還元剤として利用されるため、一部の地域ではリチウム電池の販売が規制の対象となっている。リチウム電池はまた、短絡によって急速に放電して過熱することで爆発が起こる危険性がある。.

新しい!!: 炭素星とリチウム · 続きを見る »

トリプルアルファ反応

トリプルアルファ反応(トリプルアルファはんのう、triple-alpha process)とは、3個のヘリウム4の原子核(アルファ粒子)が結合して炭素12の原子核に変換される核融合反応の1つである。.

新しい!!: 炭素星とトリプルアルファ反応 · 続きを見る »

ヘリウム

ヘリウム (新ラテン語: helium, helium )は、原子番号 2、原子量 4.00260、元素記号 He の元素である。 無色、無臭、無味、無毒(酸欠を除く)で最も軽い希ガス元素である。すべての元素の中で最も沸点が低く、加圧下でしか固体にならない。ヘリウムは不活性の単原子ガスとして存在する。また、存在量は水素に次いで宇宙で2番目に多い。ヘリウムは地球の大気の 0.0005 % を占め、鉱物やミネラルウォーターの中にも溶け込んでいる。天然ガスと共に豊富に産出し、気球や小型飛行船のとして用いられたり、液体ヘリウムを超伝導用の低温素材としたり、大深度へ潜る際の呼吸ガスとして用いられている。.

新しい!!: 炭素星とヘリウム · 続きを見る »

ヘリウムフラッシュ

ヘリウムフラッシュ(Helium flash)とは、太陽質量の約0.5倍から2.25倍程度の比較的軽い恒星の核や降着が起こっている白色矮星の表面で見られるヘリウムの核融合の暴走である。 この規模の恒星内において、ヘリウムが縮退している状態、即ち熱圧力よりも量子力学的圧力の大きさのほうが支配的で、核融合反応を起こしている部分の体積がもっぱら量子力学的圧力と重力との釣り合いによって定まっている状態になると、温度が少々上昇しても体積は変化しない。このため、何らかの理由で核融合反応が加速し温度が上昇しても、その部位の体積の膨張やそれに伴う冷却にはつながらず、温度上昇はさらなる核融合を促すことになる。その結果、ヘリウムの核融合反応が急激に進行し大量のエネルギーが放出される。これは、核融合反応をしている領域が十分高温になって、熱圧力が再び支配的になるまで続く。熱圧力が十分大きくなれば、それに応じて反応領域は膨張し温度が下がるため、核融合反応の加速が抑えられ暴走は止まる。部分的に似ているが暴走には至らない過程は、大きな恒星の外層の殻でも起こる。.

新しい!!: 炭素星とヘリウムフラッシュ · 続きを見る »

ヘリウム燃焼過程

ヘリウム融合、ヘリウム燃焼過程はヘリウム同士が融合する核融合。 恒星は初期には水素の燃焼反応によってエネルギーとヘリウムを生産し、これによって恒星は徐々にヘリウムの多い状態に姿を変えていき、水素が減少し、水素の核融合は恒星表面で行われるようになる。恒星表面で核融合を行うようになると恒星内部で核融合を行っていたときより外部へのエネルギーの流出が大きくなり、恒星の表層は拡大し、より重いヘリウムは恒星中心核にたまる。このとき太陽質量の0.47倍よりも重い恒星の場合はヘリウムの中心核は自らの重力によって収縮しながら温度を上げ、1億度を超えるとヘリウムが安定元素に合成される核融合反応が始まる。 なお、ヘリウム3同士の融合やヘリウム3とヘリウム4の融合は陽々連鎖の際にも発生するが、これは通常ヘリウム燃焼過程としては言及されない。.

新しい!!: 炭素星とヘリウム燃焼過程 · 続きを見る »

りょうけん座Y星

りょうけん座Y星(Y CVn, Y Canum Venaticorum)は、りょうけん座の恒星である。非常に赤く見えることで知られる。.

新しい!!: 炭素星とりょうけん座Y星 · 続きを見る »

アメリカ合衆国

アメリカ合衆国(アメリカがっしゅうこく、)、通称アメリカ、米国(べいこく)は、50の州および連邦区から成る連邦共和国である。アメリカ本土の48州およびワシントンD.C.は、カナダとメキシコの間の北アメリカ中央に位置する。アラスカ州は北アメリカ北西部の角に位置し、東ではカナダと、西ではベーリング海峡をはさんでロシアと国境を接している。ハワイ州は中部太平洋における島嶼群である。同国は、太平洋およびカリブに5つの有人の海外領土および9つの無人の海外領土を有する。985万平方キロメートル (km2) の総面積は世界第3位または第4位、3億1千7百万人の人口は世界第3位である。同国は世界で最も民族的に多様かつ多文化な国の1つであり、これは多くの国からの大規模な移住の産物とされているAdams, J.Q.;Strother-Adams, Pearlie (2001).

新しい!!: 炭素星とアメリカ合衆国 · 続きを見る »

アンジェロ・セッキ

thumb アンジェロ・セッキ(Pietro Angelo Secchi、1818年6月29日レッジョ・エミリア - 1878年2月26日ローマ) は、イタリアの天文学者にしてイエズス会士。.

新しい!!: 炭素星とアンジェロ・セッキ · 続きを見る »

ウィキペディア日本語版

ウィキペディア日本語版(ウィキペディアにほんごばん)は、ウィキメディア財団が運営する多言語インターネット百科事典プロジェクト「ウィキペディア」の日本語版である。.

新しい!!: 炭素星とウィキペディア日本語版 · 続きを見る »

オリオン座W星

リオン座W星(オリオンざWせい)は、オリオン座の脈動変光星。.

新しい!!: 炭素星とオリオン座W星 · 続きを見る »

ジシアン

アン (dicyan) は分子式 C2N2 で表される化合物である。青素、シアノゲン、シアノジェン(cyanogen)あるいはシュウ酸ジニトリル(oxalonitrile)とも呼ばれ、また単にシアン(Cyan)といえばこの物質またはシアノ基のことを指す。.

新しい!!: 炭素星とジシアン · 続きを見る »

スペクトル

ペクトル()とは、複雑な情報や信号をその成分に分解し、成分ごとの大小に従って配列したもののことである。2次元以上で図示されることが多く、その図自体のことをスペクトルと呼ぶこともある。 様々な領域で用いられる用語で、様々な意味を持つ。現代的な意味のスペクトルは、分光スペクトルか、それから派生した意味のものが多い。.

新しい!!: 炭素星とスペクトル · 続きを見る »

元素合成

元素合成(げんそごうせい、Nucleosynthesis)とは、核子(陽子と中性子)から新たに原子核を合成する事象である。原子核合成、核種合成とも。 例えば、水素と重水素を非常に強い力によってぶつけると、その二つの元素が合成されてヘリウムが作られる。 ビッグバン理論によれば、核子はビッグバン後宇宙の温度が約200MeV(約2兆K)まで冷えたところで、クォークグルーオンプラズマから生成された。数分後、陽子と中性子からはじまり、リチウム7とベリリウム7までの原子核が生成されるが、リチウム7やベリリウム7は崩壊し、宇宙に多く貯蔵されるには至らない。ヘリウムより重い元素の合成は概ね恒星での核融合や核分裂により生じる。また、鉄より重い元素はほとんどが超新星爆発の圧力によってのみ生成される。 今日、地球上の自然界を構成する多くの元素はこれらの元素合成を通して作られたものである。.

新しい!!: 炭素星と元素合成 · 続きを見る »

CNOサイクル

CNOサイクルの模式図 CNOサイクル (CNO cycle) とは恒星内部で水素がヘリウムに変換される核融合反応過程の一種である。陽子-陽子連鎖反応が太陽程度かそれ以下の小質量星のエネルギー源であるのに対して、CNOサイクルは太陽より質量の大きな恒星での主なエネルギー生成過程である。 CNOサイクルの理論は1937年から1939年にかけて、ハンス・ベーテとカール・フリードリヒ・フォン・ヴァイツゼッカーによって提唱された。ベーテはこの功績によって1967年のノーベル物理学賞を受賞した。CNOサイクルの名前は、この反応過程に炭素(C)・窒素(N)・酸素(O)の原子核が関わるところに由来する。 恒星内部での水素燃焼には陽子-陽子連鎖反応とCNOサイクルの両方が働いているが、CNOサイクルは大質量星のエネルギー生成過程に大きく寄与している。太陽内部でCNOサイクルによって生み出されるエネルギーは全体の約1.6%に過ぎない。 CNOサイクルは温度が約1,400万-3,000万Kの環境で稼動する。さらに、サイクル反応が回り始めるための「種」として12Cや16Oといった原子核がある程度存在する必要がある。現在考えられている元素合成理論では、ビッグバン元素合成で炭素や酸素はほとんど生成されないと考えられるため、宇宙誕生後の第1世代(種族III)の恒星の内部ではCNOサイクルによるエネルギー生成は起こらなかったと考えられる。このような星の内部ではトリプルアルファ反応によってヘリウムから炭素が合成された。やがてこれらの星が超新星爆発によって炭素を星間物質として供給したため、そこから生まれた第2世代以後の恒星では炭素原子核が最初から恒星内に含まれており、CNOサイクルの触媒として働くようになっている。.

新しい!!: 炭素星とCNOサイクル · 続きを見る »

炭素

炭素(たんそ、、carbon)は、原子番号 6、原子量 12.01 の元素で、元素記号は C である。 非金属元素であり、周期表では第14族元素(炭素族元素)および第2周期元素に属する。単体・化合物両方において極めて多様な形状をとることができる。 炭素-炭素結合で有機物の基本骨格をつくり、全ての生物の構成材料となる。人体の乾燥重量の2/3は炭素である​​。これは蛋白質、脂質、炭水化物に含まれる原子の過半数が炭素であることによる。光合成や呼吸など生命活動全般で重要な役割を担う。また、石油・石炭・天然ガスなどのエネルギー・原料として、あるいは二酸化炭素やメタンによる地球温暖化問題など、人間の活動と密接に関わる元素である。 英語の carbon は、1787年にフランスの化学者ギトン・ド・モルボーが「木炭」を指すラテン語 carbo から名づけたフランス語の carbone が転じた。ドイツ語の Kohlenstoff も「炭の物質」を意味する。日本語の「炭素」という語は宇田川榕菴が著作『舎密開宗』にて用いたのがはじめとされる。.

新しい!!: 炭素星と炭素 · 続きを見る »

白色矮星

白色矮星(はくしょくわいせい、white dwarf)は、恒星が進化の終末期にとりうる形態の一つ。質量は太陽と同程度から数分の1程度と大きいが、直径は地球と同程度かやや大きいくらいに縮小しており、非常に高密度の天体である。 シリウスの伴星(シリウスB)やヴァン・マーネン星など、数百個が知られている。太陽近辺の褐色矮星より質量が大きい天体のうち、4分の1が白色矮星に占められていると考えられている。.

新しい!!: 炭素星と白色矮星 · 続きを見る »

鈴木敬信

鈴木 敬信(すずき けいしん、1905年5月12日 - 1993年1月27日)は、日本の天文学者。専門分野は位置天文学、日食計算論。 東京学芸大学名誉教授。秋田県秋田市出身。一部の人名事典では出身地が東京都になっているものもある。なお、小惑星の鈴木 (小惑星)は、彼に因み命名された。.

新しい!!: 炭素星と鈴木敬信 · 続きを見る »

赤外線

赤外線(せきがいせん)は、可視光線の赤色より波長が長く(周波数が低い)、電波より波長の短い電磁波のことである。ヒトの目では見ることができない光である。英語では infrared といい、「赤より下にある」「赤より低い」を意味する(infra は「下」を意味する接頭辞)。分光学などの分野ではIRとも略称される。対義語に、「紫より上にある」「紫より高い」を意味する紫外線(英:ultraviolet)がある。.

新しい!!: 炭素星と赤外線 · 続きを見る »

赤色巨星

赤色巨星(せきしょくきょせい、red giant)とは、恒星が主系列星を終えたあとの進化段階である。大気が膨張し、その大きさは地球の公転軌道半径から火星のそれに相当する。肉眼で観察すると赤く見えることから、「赤色」巨星と呼ばれる。厳密には「赤色巨星」と「漸近巨星分枝星」と二つの進化段階に分かれている。赤色巨星という言葉は時によって、狭義の赤色巨星のみを指す場合と、漸近巨星分枝星も含めた広義を指す場合とがある。.

新しい!!: 炭素星と赤色巨星 · 続きを見る »

酸素

酸素(さんそ、oxygen)は原子番号8、原子量16.00の非金属元素である。元素記号は O。周期表では第16族元素(カルコゲン)および第2周期元素に属し、電気陰性度が大きいため反応性に富み、他のほとんどの元素と化合物(特に酸化物)を作る。標準状態では2個の酸素原子が二重結合した無味無臭無色透明の二原子分子である酸素分子 O として存在する。宇宙では水素、ヘリウムに次いで3番目に多くの質量を占めEmsley (2001).

新しい!!: 炭素星と酸素 · 続きを見る »

連星

連星(れんせい、)とは2つの恒星が両者の重心の周りを軌道運動している天体である。双子星(ふたごぼし)とも呼ばれる。連星は、地球から遠距離にあると、一つの恒星と思われ、その後に連星である事が判明する場合もある。この2世紀間の観測で、肉眼で見える恒星の半数以上が連星である可能性が示唆されている。通常は明るい方の星を主星、暗い方を伴星と呼ぶ。また、3つ以上の星が互いに重力的に束縛されて軌道運動している系もあり、そのような場合にはn連星またはn重連星などと呼ばれる。 また、二重星という言葉も連星を示す場合が多い。しかし、実際には、複数の恒星が地球から見て、同じ方向に位置しており、「見かけ上、連星のように見える」場合を表す。それぞれの恒星の、地球からの距離は全く異なり、物理的にも何の関連性も無い。二重星は、距離が異なるので、光度の差から、年周視差や視線速度を正確に求める事が出来る。しかし、中にはアルビレオのように、二重星か真の連星かが分かっていないものもある。.

新しい!!: 炭素星と連星 · 続きを見る »

S型星

S型星(S-type star)はスペクトル分類Sの後期の巨星である。スペクトル線中に、それぞれK型とM型に特徴的な酸化ジルコニウムと酸化チタンのバンドを見せる。酸化イットリウムやテクネチウムのようなその他のs過程元素も増加し、中性子捕獲が起きていることを示している。ジシアンやリチウムの特徴も持つ。多くは長周期変光星である。 ほとんどのS型星はM型の漸近巨星分枝がC-N型の炭素星に変換する際の途中段階であるという説がかつて提案されていた。通常、漸近巨星分枝は不活性の核を取り巻く水素殻での核融合によりエネルギーを供給されるが、熱パルスの間にはヘリウム殻の核融合が支配的になる。また、外因性S型星と呼ばれる別のタイプのS型星もあり、これは冷たいバリウム星で、スペクトル中に見える炭素やS過程元素は連星系からの質量転移の遺物である。このような系では、現在観測されるS型星は自身では過剰量の炭素やS過程元素は生成せず、これらは当時炭素星であった伴星で過去に生産されたものである。質量転移が終わって長い時間が経ってから観測されるため、伴星は白色矮星になってしまい、検出されないことが多い。 S型星は通常、同じくらいの光球温度を持つK型星やM型星よりも赤く見える。ミラ型変光星であるはくちょう座χ星は(最大光度にある時には)、全天で最も明るいS型星である。またおおぐま座S星もS型星である。HR 1105は、外因性S型星の例である。.

新しい!!: 炭素星とS型星 · 続きを見る »

S過程

s過程(エスかてい、s-Process.

新しい!!: 炭素星とS過程 · 続きを見る »

恒星

恒星 恒星(こうせい)は、自ら光を発し、その質量がもたらす重力による収縮に反する圧力を内部に持ち支える、ガス体の天体の総称である。人類が住む地球から一番近い恒星は、太陽系唯一の恒星である太陽である。.

新しい!!: 炭素星と恒星 · 続きを見る »

恒星大気

1999年8月11日の日食の際にフランスで撮影された太陽の大気 恒星大気(Stellar atmosphere)は、恒星の外層領域であり、核、放射層、対流層の外側にある。異なった特徴を持ついくつかの領域に分けることができる。.

新しい!!: 炭素星と恒星大気 · 続きを見る »

恒星進化論

天体物理学において恒星進化論(こうせいしんかろん、英語:stellar evolution)とは、恒星の誕生から最期までにおこる恒星内の構造の変化を扱う理論である。 恒星進化論においては、恒星を生物になぞらえてその誕生から最期までを恒星の一生とし、幼年期の星、壮年期の星、老年期の星、星の死といった用語を用いる。恒星進化論の中で用いられている進化も生物になぞらえた言葉であるが、生物の進化とは異なり、世代を超えた変化ではなく恒星の一生の中での変化を表している。 恒星は自分自身の重力があるので常に収縮しようとする。しかし、収縮すると重力によるポテンシャルエネルギーが熱に変わる。また充分に高温高圧になれば核融合反応が起こり熱が発生する。これらの熱によってガスの温度が上昇すればガスは膨張しようとする。このようにして収縮と膨張が釣り合ったところで恒星は安定している。重力と核融合によるエネルギーを使い果たすと、恒星は収縮をとどめることができず最期を迎える。 以下に現在の恒星進化論による恒星の一生を示す。.

新しい!!: 炭素星と恒星進化論 · 続きを見る »

核融合反応

核融合反応(かくゆうごうはんのう、nuclear fusion reaction)とは、軽い核種同士が融合してより重い核種になる核反応を言う。単に核融合と呼ばれることも多い。.

新しい!!: 炭素星と核融合反応 · 続きを見る »

水素

水素(すいそ、hydrogenium、hydrogène、hydrogen)は、原子番号 1 、原子量 1.00794の非金属元素である。元素記号は H。ただし、一般的には「水素」と言っても、水素の単体である水素分子(水素ガス) H を指していることが多い。 質量数が2(原子核が陽子1つと中性子1つ)の重水素(H)、質量数が3(原子核が陽子1つと中性子2つ)の三重水素(H)と区別して、質量数が1(原子核が陽子1つのみ)の普通の水素(H)を軽水素とも呼ぶ。.

新しい!!: 炭素星と水素 · 続きを見る »

漸近巨星分枝

なった質量における恒星の進化がヘルツシュプルング・ラッセル図に表されている。漸近巨星分枝は、2太陽質量の線で、AGBと書かれている。 漸近巨星分枝(ぜんきんきょせいぶんし、asymptotic giant branch)は、ヘルツシュプルング・ラッセル図(HR図)において、低温で明るい、進化の進んだ恒星が分布する部分。小中質量星(0.8から8太陽質量)は全てその生涯の後半にこの段階を経る。 観測上は、太陽より数千倍明るい赤色巨星のように見える。酸素と炭素からなるほとんど不活性な中心核と、ヘリウムの核融合で炭素が形成される殻、水素の核融合でヘリウムが形成される殻、通常の恒星と似た化学組成を持つ非常に大きな外層、といった内部構造を持つ。.

新しい!!: 炭素星と漸近巨星分枝 · 続きを見る »

出ていきます入ってきます
ヘイ!私たちは今、Facebook上です! »