明るさクラス – 定義

天文学では、スペクトルタイプによって温度に応じて星を区別できるのと同様に、光度クラスによってその明るさに応じて星を区別できるようになります。基本的に、輝度クラスは HR図の 2 番目の軸です。

明るさと年齢

明るさと温度も、ステファン・ボルツマンの法則によって関連付けられており、次のように記述できます。

L = 4πσ R ² T ⁴

ここで、L は明るさ、 σはステファン・ボルツマン定数(またはステファン定数)、R は星の半径、T は星の温度です。特定の温度、したがって特定のスペクトルタイプでも、星の年齢に応じて半径は異なる可能性があります。実際、年齢が上がるにつれて、熱核反応の結果として星の平均分子量は増加します。これにより、大気の不透明度が増加し、半径が増加します。

このため、光度クラスは星の進化の状態を示し、より単純に (特定のスペクトル タイプの) 年齢を知ることができます。

MKK分類

星の光度クラスへの分類はMKK 分類と呼ばれ、1943 年にヤークス天文台のウィリアム モーガン、フィリップ C. キーナン、イーディス ケルマンによって導入されました^{[ 1 ]} 。この分類は、表面重力に敏感なスペクトル線に基づいており、それ自体が明るさを決定します。実際、巨星の半径は同じ質量の矮星の半径よりもはるかに大きいため、巨人の表面の重力は矮星の表面よりもはるかに弱いです。これらの違いは、スペクトル線の強度と幅の両方に影響します。

次のライト クラスを区別します。

たとえば、太陽は黄色矮星であり、図のゼロ年齢主系列(ZAMS) 線から大きく離れるほど老化していない星です。核内で水素の燃焼を終えると、巨人の枝に移動するため、明るさは増しますが、表面温度は低くなります（したがって、黄色ではなく赤色に見えます。赤色巨星です）。