夜空の星には、青白く見えるもの、白っぽく見えるもの、黄色やオレンジ、赤みを帯びて見えるものがあります。こうした色は、星が「青い光だけ」「赤い光だけ」を出しているから生まれるわけではありません。
恒星は、可視光を含む広い範囲の波長の電磁波を同時に放っています。その中で、短い波長と長い波長の光がどのくらいの割合で含まれているかが、私たちに見える色を決めます。そして、この波長ごとの強さの分布は主に星の表面温度によって変わります。
つまり、星の色は一つの波長だけで決まるのではなく、広い波長域にわたる光の強度分布全体を、人の目や観測装置が比較した結果として生まれるのです。
星の光は「一色」ではなく多くの波長が混ざっている
光を波長ごとに分けて並べたものをスペクトルと呼びます。国立天文台は、星のスペクトルを見ると、赤い光が強い星や青い光が強い星などがあり、その違いから星の温度や成分を調べられると説明しています。
白く見える星でも、実際には白という一種類の光を出しているわけではありません。赤、オレンジ、黄、緑、青など、可視光のさまざまな波長が混ざり合い、その合計が人の目には白っぽく感じられます。
同じように、赤く見える星も赤い波長だけを放っているのではなく、青や緑などの光も出しています。ただし、可視光の中で長波長側の成分が相対的に強いため、全体として赤みを帯びて見えます。
星の色を理解するには、「どの色の光が存在するか」ではなく、「各波長の光がどのくらいの割合で存在するか」を見ることが重要です。
星の連続スペクトルは黒体放射で近似できる
恒星の光は完全な黒体放射ではありませんが、連続スペクトルの大まかな形は、温度によって決まる黒体放射でよく近似できます。
黒体とは、入ってきた電磁波を完全に吸収し、その温度に応じた電磁波を放射する理想化された物体です。現実の恒星には吸収線や大気の影響がありますが、星全体がどの波長で強く光るかを考える第一近似として黒体放射が使われます。
NASAは、星のような黒体に近い物体では、温度によって放射スペクトルの形が変わり、温度が高いほど短い波長側の放射が強くなると説明しています。
この黒体放射の曲線を見ると、温度が変わったときに単に全波長が同じ割合で明るくなるのではなく、スペクトルの形そのものが変化することが分かります。これが、温度によって星の色が変わる物理的な土台です。
温度が上がるとピークは短波長側へ移る
黒体放射では、最も強く放射する波長と温度の間に決まった関係があります。これがウィーンの変位則です。
天文学辞典では、黒体放射の最大エネルギーを与える波長をλmax、絶対温度をTとすると、λmaxT = 2.898×10-3 m Kという関係になると説明されています。
この式から、温度が高いほど最大放射の波長は短くなり、温度が低いほど長くなることが分かります。
高温の恒星では放射のピークが紫外線や青側へ近づき、可視光でも青い光の割合が増えます。低温の恒星ではピークが赤外線側へ移り、可視光では赤い光の割合が相対的に大きくなります。
そのため、一般に高温の星は青白く、低温の星はオレンジや赤に見えます。
「ピークの波長＝見える色」と単純には言えない
ここで注意したいのは、ウィーンの変位則で求めたピーク波長だけを見て、そのまま人間の目に見える色を決めるわけではないことです。
黒体放射のスペクトルは、一本の細い波長だけに集中するのではなく、ピークの周囲へ広く分布しています。たとえ最も強い波長が可視光の緑付近にあっても、赤や青などの波長も同時にかなり放射されています。
ESAの教材では、この幅広い黒体スペクトルのため、可視光の中間付近にピークを持つ星は緑一色には見えず、多くの色が混ざって白っぽく見えることが説明されています。
つまり、人間が感じる「星の色」は、最大の波長一本ではなく、可視光全体の光の組み合わせから決まります。
なぜ緑色の星はほとんど見えないのか
星の色の仕組みを理解するうえで、「なぜ緑色の星がないのか」という疑問は分かりやすい例です。
もし緑の波長だけを強く出す光源なら、人の目には緑に見えます。しかし恒星の熱放射は、緑付近だけを狭く放射するのではなく、赤から青まで広い範囲にわたって連続的に光を出します。
表面温度が太陽程度の恒星では、可視光の中間付近にも強い放射がありますが、赤や青の光も十分に含まれています。それらを人の目が同時に受け取ると、単色の緑ではなく白色や黄白色に近く感じられます。
このことは、「色はピーク波長だけではなく、スペクトル全体の比率で決まる」という特徴をよく示しています。
人の目は複数の波長をまとめて色として感じる
人の目には、主に異なる波長域へ感度を持つ3種類の錐体細胞があります。私たちは、これらが受ける刺激の比をもとに色を感じています。
そのため、天体から複数の波長の光が同時に届いたとき、脳はそれらを一つの色として知覚します。
星のスペクトルが短波長側に強ければ、青に敏感な感覚が相対的に強く刺激され、青白く感じられます。長波長側が強ければ、赤みやオレンジ色を感じやすくなります。
ただし、暗い夜空では人間の色覚は昼間ほど敏感ではありません。暗い星は実際には色の違いがあっても白っぽく見えることがあります。そのため、天文学では人間の目の印象だけでなく、観測装置を使って波長ごとの光を測定します。
天文学では色指数で波長の比率を数値化する
星の色を客観的に比べる代表的な方法が「色指数」です。
天文学辞典では、色指数は異なる波長帯で測った等級の差として定義されています。代表例のB-V色指数では、青いBバンドの等級と、可視光のVバンドの等級を比較します。
等級は明るいほど数値が小さいため、B-Vが小さい星ほど青い波長帯で相対的に明るく、高温で青い傾向があります。B-Vが大きい星ほど長波長側が相対的に強く、低温で赤い傾向があります。
つまり、色指数は「この星は何色に見えるか」を感覚的に表すのではなく、異なる波長帯の光の割合を数値で比較する方法です。
この考え方も、星の色が一つの波長ではなく、複数の波長域の相対的な強さで決まることを示しています。
スペクトルには温度以外の情報も重なっている
実際の恒星のスペクトルは、理想的な黒体曲線そのものではありません。恒星の大気中にある原子やイオンが特定の波長を吸収するため、連続スペクトルの上に吸収線が現れます。
そのため、星の色やスペクトルを詳しく調べると、温度だけでなく、大気の化学組成や圧力などの情報も得られます。
国立天文台は、星のスペクトルには星によって異なる暗い線が見られ、その違いから温度や含まれる物質を調べられると説明しています。
ただし、吸収線一本一本が星全体の見かけの色を直接決めるわけではありません。肉眼や広帯域フィルターで感じる色は、まず連続的な波長分布全体の形に大きく左右され、その上に個々のスペクトル線の特徴が重なっています。
星間塵は届く波長の割合を変える
星から出たときのスペクトルと、地球へ届いたときのスペクトルが同じとは限りません。
星と地球の間に星間塵があると、短い波長の光が長い波長の光より強く散乱・吸収されることがあります。その結果、地球では本来より赤っぽく見える「星間赤化」が起こります。
この場合も、色が変わるのは特定の波長が突然作られるからではありません。途中の物質によって波長ごとの光の割合が変えられるため、観測される色が変化します。
天文学者が星の表面温度を正確に求めるときには、こうした星間物質による影響を補正する必要があります。
カメラで撮った星の色は肉眼と同じとは限らない
天体写真に写る星の色と、肉眼で感じる色が違うこともあります。
カメラや天文観測装置は、人間の目とは異なる波長感度を持っています。また、フィルター、露出時間、ホワイトバランス、画像処理によって、各波長の強さの比が表示上変わることがあります。
研究用観測では、こうした装置の感度特性を補正し、定められた測光システムで波長ごとの光量を比較します。
そのため、星の「物理的なスペクトル」「人間が感じる色」「写真で表現された色」は、完全に同じものではありません。どれも波長分布をもとにしていますが、受け取る側の感度や処理方法によって見え方が変わります。
まとめ
星の色が光の波長分布によって決まるのは、恒星が一種類の色だけではなく広い波長の光を同時に放ち、その相対的な強さを目や観測装置が色として捉えるからです。
- 恒星は赤や青など多くの波長の光を同時に放つ
- 連続スペクトルの大まかな形は黒体放射で近似できる
- 温度が高いほど放射のピークは短波長側へ移る
- 色はピーク波長一本ではなく、可視光全体の強度分布で決まる
- 幅広い波長が混ざるため、緑付近にピークがあっても緑色の星には見えにくい
- 天文学では色指数を使い、異なる波長帯の光の比率を数値化する
- 星間塵や観測装置によって、地球で観測される波長分布が変わることもある
星の色は、表面に塗られた色のようなものではありません。星が放つ電磁波の分布を、人間の視覚や観測装置が読み取った結果です。スペクトル全体を見ることで、星の色を単なる見た目ではなく、温度や物理状態を反映した観測情報として理解できます。
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