恒星の色と温度

ベテルギウスは約3600 Kでオレンジがかった赤色、リゲルは約12,100 Kで青白く見えます。

熱いものは光り、その色から温度がわかる

鉄の火かき棒を火に入れると、まず鈍い赤色に光り、やがてオレンジ、黄白色へと変わります。恒星も同じです。高温の物体は幅広い波長の光を放ち、温度が高いほど、放射が最大になる波長は短くなります。この関係をウィーンの法則といいます。ピーク波長は、2,898,000 nm·Kを温度で割って求めます。表面温度5772 Kの太陽では約502 nmで、スペクトルの青緑色の部分です。

でも、太陽は青緑色には見えません。放射の曲線には幅があり、太陽は赤、黄、紫の光も多く放ちます。目はこれらの光を混ぜて受け取り、白色として感じます。太陽が黄色く見えるのは主に地平線に近いときで、大気が青い光を散乱させるためです。緑色の恒星がないのも同じ理由です。緑の波長で放射が最大になる星も、赤と青の光を強く放つので、混ざると白く見えます。約3600 Kのベテルギウスのような低温の星は、赤外線の805 nm付近で放射が最大になるため、可視光では赤やオレンジが多くなります。約12,100 Kのリゲルは紫外線の240 nm付近にピークがあり、青白く見えます。

高温ほど、単位面積あたりの放射は大きい

温度は、表面の1平方メートルから放たれる光の量も決めます。シュテファン・ボルツマンの法則によると、単位面積あたりの放射は温度の4乗に比例します。温度が2倍なら、1平方メートルあたりの放射は2⁴ = 16倍です。約9900 KのシリウスAは、1平方メートルあたりで太陽の(9,900 ÷ 5,772)⁴ ≈ 8.7倍の光を放ちます。光度は、この放射に表面積を掛けた値で、表面積は半径の2乗に比例します。まとめると、太陽を単位とした光度 = 半径² × (温度 ÷ 5,772)⁴です。モデルの数値表示もこの式を使っています。次の単元では、この関係をさらに使います。

実際には、温度を知るためだけにスペクトルの曲線全体を測ることはあまりありません。より手軽なのは、青い光を通すフィルターと、黄緑色の「眼視」の光を通すフィルターで星を撮影し、2つの明るさを比べる方法です。その差を色指数といい、B−Vと書きます。高温の星は青のフィルターを通すと明るく、色指数は小さいか負になります。低温の星では大きな正の値です。太陽のB−Vは約0.66、アルクトゥルスは約1.23、アルデバランは約1.54です。スペクトルが詳しく調べられた星を使って色指数と温度の対応を決めれば、2枚の写真だけで数千個の星の温度を一度に推定できます。

O、B、A、F、G、K、M

恒星の光をスペクトルに分けると、大気中の原子が特定の色を吸収した位置に暗い線が見えます。この線の模様は、主に温度で決まります。ハーバード大学天文台のアニー・ジャンプ・キャノンは、それまでのアルファベット順の分類を整理し、高温から低温へO、B、A、F、G、K、Mの7つの型にまとめました。各型は0から9までの10段階に分かれるため、太陽のG2はG5より少し高温です。国際天文学連合は1922年にこの分類を採用し、現在も使っています。