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ガリレオ衛星
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ガリレオ衛星は木星の衛星のうち、ガリレオにより発見された4つの天体のことを指す。本項目では木星から近い順(イオ、エウロパ、ガニメデ、カリストの順)で説明する。
イオ

イオは木星の第1衛星である。
イオ

半径は地球の約0.28倍(1800km)。質量は地球の約0.015倍。(8.94×10kg)。
イオ

また、密度が最も高い(約3.5g/cm)ことでも知られる。
イオ

イオでは太陽系の中でも激しい火山活動が起こっている。火山活動の熱は他のガリレオ衛星との位置的変化による潮汐力の変化で伸縮するため発生すると考えられている。イオが黄色いのは火山活動の際に噴出される硫黄の化合物のためである。
イオ

イオは自転周期と公転周期が42時間30分ほどで一致している。衛星において自転と公転の周期が同じ場合、惑星に対しては同じ面しか向かない。これは月でも起こり、自転と公転の同期と言われる。
イオ

太陽系の惑星の衛星ではほとんどがこれに当てはまる。
エウロパ

エウロパは木星の第2衛星である。
エウロパ

半径は地球の約0.25倍(1600km)。質量は地球の約0.008倍(4.8×10kg)。
エウロパ

エウロパもイオと同じく、自転と公転は同期している。
エウロパ

写真を見ると分かるがエウロパにはひびの入ったような地形が多数ある。これは木星の潮汐力によって割れたものと考えられている。なお、このひびのようなものは線条と言われている。
エウロパ

また、エウロパは100kmの氷の層からできており、この下には液体の水から成る内部海が存在していると考えられている。
ガニメデ

ガニメデは木星の第3衛星であり、太陽系内では最も大きい衛星である。
ガニメデ

半径は地球の0.41倍(2600km)。質量は地球の約0.025倍(1.5×10kg)。
ガニメデ

ガニメデも自転と公転は同期している。
ガニメデ

ガニメデの表面は岩石と水の氷から成る。
ガニメデ

また、光条と呼ばれる地形があり、天体の衝突の際に放射状にできたものである。
ガニメデ

また、ガニメデには暗い領域と明るい領域があり、暗い方にはクレーターが多く見られる。
カリスト

カリストは木星の第4衛星である。
カリスト

半径は地球の約0.38倍(2410.3km)。質量は地球の約0.019倍(1.076×10kg)。
カリスト

カリストも自転と公転が同期している。
カリスト

カリストの表面は岩石と水の氷から成る。
カリスト

カリストの表面には多くのクレーターがあり、多重リング構造といわれるクレーターもある。
カリスト

カリストは、木星の4つのガリレオ衛星のうち、最も外縁の軌道を周回している。
制御と振動の数学/第一類/複素数値関数の Laplace 変換/解の漸近的挙動（安定論）/安定の定義と定理
線形定常常微分方程式
の解の t → ∞ {\displaystyle t\to \infty } における振舞を調べるのが目的である.ここでは係数は実数としておく.
式 (4.13) には x = 0 {\displaystyle x=0} という解がある. これを零解という.零解は時間の経過には無関係に一定値を取り続ける.そのような解を式 (4.13) の平衡点と呼ぶことがある. a n ≠ 0 {\displaystyle a_{n}\neq 0} ならば式 (4.13) の平衡点は零解だけである. さて,零解以外の任意の解 x ( t ) {\displaystyle x(t)} が,零解に近づくかどうか,その条件はなにかというのが我々の問題である.
安定の定義
(i) 式 (4.13) の解 x ( t ) {\displaystyle x(t)} が
となるとき, x ( t ) {\displaystyle x(t)} は安定な解であるという.すべての解が安定な解となるとき, 式 (4.13) の零解は安定である, あるいは微分方程式 (4.13) は安定であるという.
(ii)
となる解を不安定な解という.このような解が少なくとも一つ存在すれば, 式 (4.13) は不安定であるという.
(iii) (i) でも (ii) でもないとき,すなわち t → ∞ {\displaystyle t\to \infty } で発散する解は存在しない.しかしすべての解が 0 {\displaystyle 0} に漸近するわけではないとき, 式 (4.13) は安定限界であるという. ♢ {\displaystyle \diamondsuit }
例95 {\displaystyle \quad }
(i) e − t , t 3 e − 2 t cos t {\displaystyle e^{-t},t^{3}e^{-2t}\cos t\quad } (安定な解)
(ii) t , e 2 t , t sin t {\displaystyle t,e^{2t},t\sin t\quad } (不安定な解)
(iii) 1 , sin t {\displaystyle 1,\sin t\quad } (安定限界となる解)
♢ {\displaystyle \diamondsuit }
さて式 (4.13) の特性方程式を p ( s ) {\displaystyle p(s)} とし, α {\displaystyle \alpha } をその根とすると,
なる根がある.
であるから,
となる.上から e α t {\displaystyle e^{\alpha t}} は安定,不安定,安定限界であることが分かる.一般の解は,
のような解の 1 次結合から成り立っている.したがって,この解の安定,不安定を調べればよい.
であるから a > 0 {\displaystyle a>0} なら,この解は t → ∞ {\displaystyle t\to \infty } とともに発散する.また a < 0 {\displaystyle a<0} なら,
なる負の実数 c {\displaystyle c} が存在し,この c {\displaystyle c} に対して,
であるから,
となる.よって c < 0 {\displaystyle c<0} に留意すれば,
を得る.それゆえ,次の結果が得られた.
定理 4.1(安定定理) 式 (4.13) の特性方程式 p ( s ) {\displaystyle p(s)} の根 α i {\displaystyle \alpha _{i}} の実数部の最大なるものを a ∗ {\displaystyle a^{*}} とする.すなわち,
とするとき,微分方程式 (4.13) は,
である.また,
ならば,
である.
証明
前半の安定・不安定の部分の証明はすでに与えた.後半の単根の場合も終わっている. 重根の場合は, α ∗ = a ∗ + i b ∗ {\displaystyle \alpha ^{*}=a^{*}+ib^{*}} とすると,
であるから,この解は発散する.よって不安定である. ♢ {\displaystyle \diamondsuit }
この定理から,安定・不安定の判別は, p ( s ) {\displaystyle p(s)} の根の,複素平面 ( s {\displaystyle s} 平面)上における配置によって決まることが分かる.
安定 {\displaystyle \quad } 根がすべて左半面にあるとき
不安定 {\displaystyle \quad } 少なくとも 1 根が右半面に存在するか,あるいは右半面には存在しないが,虚軸上に重根があるとき
安定限界 {\displaystyle \quad } 虚軸上の根は単根で、他はすべて左半面にあるとき
とまとめることができる.
太陽系小天体
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太陽系小天体は太陽系内にある、太陽、惑星、準惑星、衛星を除く全天体のことを指す。主に小惑星と彗星、惑星間塵に大別できる。しかし、惑星間塵を小天体には含めないという考えもある。
小惑星

小惑星は準惑星よりも小さい天体で惑星間塵ほど小さくないものである。なお、準惑星を小惑星に含めることもある。
小惑星

ふつうは火星と木星の間に多く見つかるが、海王星以遠でも見つかり、これらは太陽系外縁天体と言われる。
小惑星

海王星より内側にある小惑星、つまり太陽系外縁天体に含まれない小惑星については小惑星、太陽系外縁天体に含まれる小惑星については太陽系外縁天体を参照。
彗星

彗星は小天体の中で水や二酸化炭素などの揮発性成分を含み、イオンや塵の尾を示すものである。
彗星

ヘール・ボップ彗星のように一度太陽に近づくと戻ってこない非周期彗星とハレー彗星のように周期的に太陽に近づいてくる周期彗星がある。
彗星

詳細は彗星を参照。
惑星間塵

惑星間塵は太陽系内にある塵であり、1m以下のもの、つまり天体としては極めて小さいもののことである。
惑星間塵

多くは彗星の尾が放出した氷や二酸化炭素、または小惑星が衝突する際に放出された欠片のようなものである。
惑星間塵

なお惑星間塵が地球から黄道面にある場合、惑星間塵が太陽の光を反射するので、黄道光という太陽の中心に淡い光の帯が見える現象がある。
惑星間塵

また、彗星や小惑星の周りではその軌道に沿って放出された惑星間塵が細い道のようにのびていることがある。これはダストトレイルと呼ばれている。
小惑星
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小惑星は太陽系において太陽、惑星、衛星、惑星間塵、彗星を除いた太陽系小天体のことである。準惑星を小惑星に含めることがあるがWikibooksでは準惑星とは区別して項目を設けている。
小惑星の分布

小惑星は主に火星と木星の間に存在する。もちろん、火星より内側や木星より外側にも存在するため、火星と木星の間にしかないという誤解があってはいけない。
小惑星の分布

火星と木星の間に一番多く存在するのでその空間はメインベルト、または小惑星帯と呼ばれる。メインベルトにある小惑星は惑星形成時に木星の一部になれず、現在も木星の重力の影響をあまり受けていない。
小惑星の分布

小惑星にはメインベルト以外にも軌道が似ているものはよく同じグループとして分類される。このグループを小惑星族という。例えば、小惑星フローラに似たグループはフローラ族と言われ、500以上もの小惑星がこの族に属する。
太陽系外縁天体

太陽系外縁天体は海王星より外側にある小惑星を指す。太陽系外縁天体はほとんどが小惑星と惑星間塵で他に彗星、準惑星などであるので、この項目では特記のない限り太陽系外縁天体は全て海王星以遠にある小惑星を指すものとする。
太陽系外縁天体

エッジワース・カイパーベルトは海王星より遠く(30AU以上)、50AU以下の範囲を指す。冥王星などがこの空間で公転している。エッジワース・カイパーベルトにある天体はそのままエッジワース・カイパーベルト天体という。
太陽系外縁天体

エッジワース・カイパーベルト天体には海王星の公転周期との比が簡単な整数比になる場合がある。例えば冥王星族という小惑星族では海王星が2回公転する間にその天体は3回公転する。このような天体を共鳴外縁天体という。
太陽系外縁天体

共鳴外縁天体のうち、共鳴が1:1で起こっている天体も存在する。これは海王星と同一の軌道をとっているが、海王星よりも60°前、または後を公転している。このような天体はトロヤ群の小惑星と言われ、木星などにも存在しているため、区別するためにふつうは海王星のトロヤ群という。
太陽系外縁天体

散乱円盤天体は、遠日点が数100AUにも及ぶ天体のことである。小惑星セドナは軌道長半径が500AUにものぼり、近日点でさえ76AUもある。
太陽系外縁天体

オールトの雲は1光年(6万AU)より先にあると考えられている球状に太陽系を取り巻く理論上の天体群のことである。彗星はここを起源として太陽にやってくると考えられている。
地球近傍小惑星

小惑星の中には地球に近い軌道をとるものもある。これらはまとめて地球近傍小惑星と言われ、地球から近いためリュウグウやイトカワなどが探査の対象となっている。
地球近傍小惑星

しかし、地球近傍小惑星の中には将来、地球に衝突する恐れのある小惑星がある。これらは潜在的に危険な小惑星と言われ、アポフィスなどは世間でも話題になった。なお、アポフィスが地球に接近するのは2029年だと予測されている。
彗星
Main Page > 自然科学 > 天文学 > 太陽系 > 太陽系小天体 > 彗星
彗星は太陽系小天体のうち、水や二酸化炭素などの揮発性成分を持ち、尾を生じる天体である。日本では古くはほうき星とも呼んだ。
概要

彗星はガスや微粒子が広がって輝いている一時的な大気であるコマと呼ばれる部分とコマが噴出した尾と呼ばれる部分から成る。
概要

彗星の本体は核といい、水、一酸化炭素、二酸化炭素、アンモニア、メタンなどが主成分である。
彗星の分類

彗星の種類はその周期の長さまたは周期の有無で分類できる。公転周期が短い(200年未満)のものは短周期彗星といい、有名なものでは周期75年のハレー彗星などがある。
彗星の分類

周期的であるがその期間が長いもの(200年以上)は長周期彗星といい、池谷・関彗星などがある。
彗星の分類

それ以外の周期をもたないものは非周期彗星といい、パンスターズ彗星などがある。
大彗星

大彗星は地球から見て誰でも彗星と分かる彗星である。1882年の大彗星は昼でも彗星と分かるぐらいに明るくなった例である。
サングレーザー

サングレーザーは彗星のうち、太陽の極めて近い場所を通過する彗星のことである。サングレーザーのほとんどは太陽の熱によって蒸発されるか太陽の潮汐力によって分裂してしまう。
彗星の起源

彗星の元となる物質はオールトの雲からやってくると考えられている。オールトの雲にある天体は摂動を起こすためその一部が太陽の方向に引っ張られ、離心率が大きい楕円軌道をとると考えられている。
恒星
Main Page > 自然科学 > 天文学 > 恒星
恒星は太陽のように自ら光や熱を放出する天体のことである。また、太陽以外では地球からはほとんど位置を変えない。夜空に見える星々はほとんどが恒星である。
星座

星座はいくつかの恒星を結んだもので、それに似た神話上の動物や人物にちなんで名付けられている。北半球、南半球でしか見えないものもあるが、それらを含めて総計88個の星座がある。
星座

星座の中では明るい順にα星、β星、γ星...と呼ばれる。もちろん例外があり、見かけ上の配列で順を決めることもある。このような名称をバイエル名という。例えばデネブははくちょう座でいちばん明るいのではくちょう座α星ともいう。
星座

また、フラムスティード名という名称が用いられることも多く、バイエル名がない時に使われる。フラムスティード名は観測において西から1番、2番...と付けられている。例えばベテルギウスはオリオン座α星とも言われるが、オリオン座58番星とも言われる。
星座

フラムスティード名でも名称が付けられなかった星はその他のカタログ番号呼ばれる。最も多いのはヘンリー・ドレイパーカタログ(HD星表)で、20万もの恒星を収録しているため、よく用いられる。また、他にも輝星星表(HR)やボン掃天星表(BD)などが使われている。
恒星の明るさと距離

恒星は太陽系外に多数あるためいちばん近いものでも4.3光年離れている。そのため明るさは地球から見た時の視等級と10パーセク離れたときの明るさを基準にした絶対等級がある。
恒星の明るさと距離

ここで絶対等級M、視等級mの差は距離d(単位はパーセク)で決まることが分かっており、
恒星の明るさと距離

M-m=5-5log10dと表せることが分かっている。
恒星の明るさと距離

右図では太陽を黄色い点、地球を青い点とし、距離を測りたい恒星をピンクの点としている。太陽、恒星、地球のなす角をp、太陽から恒星の距離をrとする。p=1''とすると太陽から地球までの距離はrに比べれば無視することが出来る。つまり、pとrは反比例すると考えられる。
恒星の明るさと距離

pr = d(dは定数)
恒星の明るさと距離

しかしこのままではdが不明の値であるため使いにくい。p=1''のとき、r=3.26光年であることが分かっているが計算がしにくいため、rの単位をパーセクにして計算する。すると、
恒星の明るさと距離

pr = 1となる(p[秒]、r[パーセク])
恒星の温度

物体は表面温度が高い場合、熱の放射量が多くなったり、色が変わったりする。天体でも物体の温度と放射される色や光の波長は変わる。これをウィーンの変位則という。光の波長λ[m]、絶対温度T[K]とすると
恒星の温度

λT = 2.9×10
恒星の温度

が成り立つ。温度が高いほど青く低いほど赤いのは波長が短いほど紫に近づき、長いほど赤に近づくためである。
恒星の温度

表面温度T[K]の物体が毎秒その天体1mから放射するエネルギーは
恒星の温度

E = σT
恒星の温度

で表されることが分かっている。なお、σはシュテファン・ボルツマン定数といい、5.67×10W/(m・K)である。この法則をシュテファン・ボルツマンの法則という。
恒星の温度

恒星全体の出す量は半径をRとすると4πRであるから、恒星が宇宙に放射するエネルギーLは
恒星の温度

L = 4πR・E
恒星の温度

で表せる。
恒星の大きさ

恒星には太陽と同じくらいのものや太陽の100倍もの大きさのものもある。これは恒星の種類によって異なっている。詳しくは恒星の分類で述べる。
制御と振動の数学/第一類/複素数値関数の Laplace 変換/解の漸近的挙動（安定論）/Hurwitzの定理
特性多項式の係数から,直ちに微分方程式 (4.13) の解の安定性を判別する方法がいくつかある. 次のものは有名である.
定理 4.2 Hurwitz の定理
実係数の代数方程式,
のすべての根が, s {\displaystyle s} 平面の左半平面に位置するための必要十分条件は,
の首座の小行列式がすべて正となることである.すなわち,
が成立することである. ♢ {\displaystyle \diamondsuit }
この定理は,1895 年にある技術者の依頼によって,Hurwitz が解いたものであるが, それ以前に Routh によって解かれていたので, Routh-Hurwitz の定理とも呼ばれる.証明は付録に譲る.
例96 {\displaystyle \quad }
p 1 ( s ) = s + a 1 , ( a 0 = 1 > 0 ) {\displaystyle p_{1}(s)=s+a_{1},\quad (a_{0}=1>0)} のとき,
♢ {\displaystyle \diamondsuit }
例97 {\displaystyle \quad }
p 2 ( s ) = s 2 + a 1 s + a 2 {\displaystyle p_{2}(s)=s^{2}+a_{1}s+a_{2}} のとき,
であるから, H 1 = a 1 > 0 , H 2 = a 1 a 2 > 0 {\displaystyle H_{1}=a_{1}>0,H_{2}=a_{1}a_{2}>0} ,それゆえ,
を得る.これは,2 根の和が負,積が正ということで,解と係数の関係から得られるものと一致する.
♢ {\displaystyle \diamondsuit }
例98 {\displaystyle \quad }
p 3 ( s ) = s 3 + a 1 s 2 + a 2 s + a 3 {\displaystyle p_{3}(s)=s^{3}+a_{1}s^{2}+a_{2}s+a_{3}} のとき,
であるから,
したがって
を得る.これから当然 a 2 > 0 {\displaystyle a_{2}>0} .
♢ {\displaystyle \diamondsuit }
例99 {\displaystyle \quad }
a 0 > 0 , H i > 0 ( i = 1 , 2 , ⋯ , n ) {\displaystyle a_{0}>0,\quad H_{i}>0\quad (i=1,2,\cdots ,n)} より, a i > 0 ( i = 1 , 2 , ⋯ , n ) {\displaystyle a_{i}>0\quad (i=1,2,\cdots ,n)} を導け.
♢ {\displaystyle \diamondsuit }
よく他書に Hurwitz の条件として,
(1) a 0 > 0 , a 1 > 0 , ⋯ , a n > 0 {\displaystyle a_{0}>0,a_{1}>0,\cdots ,a_{n}>0}
(2) H 1 > 0 , ⋯ , H n > 0 {\displaystyle H_{1}>0,\cdots ,H_{n}>0}
の両方満足するべきことが述べられているが,(1) の a 0 > 0 {\displaystyle a_{0}>0} 以外は不要である. もし (1) が満たされれば,(2) の条件のうち幾つかは不要となる.
制御と振動の数学/第一類/複素数値関数の Laplace 変換/解の漸近的挙動（安定論）/正弦波入力に対する定常応答
前節で述べた複素振幅の方法に関連して,安定論の立場から若干の補足をしておこう.
は安定な微分方程式としておく.つまり f ( t ) = 0 {\displaystyle f(t)=0} とおいた同次式の解は,十分時間が経過した後では消えるものとする.なお式 (4.15) の係数は実数であるとする.さて,
のとき,式 (4.15) の任意の解は,
となる.ここに, p ( s ) {\displaystyle p(s)} は特性多項式で,
(i) x 0 ( t ) {\displaystyle x_{0}(t)} は同次式の解
(ii) p ( i ω ) = | p ( i ω ) | e i θ {\displaystyle p(i\omega )=|p(i\omega )|e^{i\theta }}
である.系が安定であるから,
となる.よって,十分時間が経過した後では,どんな初期条件から出発した解も,定常解 x s ( t ) : {\displaystyle x_{s}(t):}
に近づく.この結果をLaplace 変換による解法から導いてみよう. 式 (4.15) の解は
と書けるのであった.ここに x 0 ( t ) {\displaystyle x_{0}(t)} は同次式の解で,
である. t → ∞ {\displaystyle t\to \infty } のとき,式 (4.17) で x 0 ( t ) {\displaystyle x_{0}(t)} は消えるから,第 2 項だけが問題になる.
を式 (4.17) の右辺第 2 項に代入すると,
となる.ところで,式 (4.18) から,
となるので,式 (4.19) は,
に漸近する.事実, t → ∞ {\displaystyle t\to \infty } のとき,
となるからである.このことは,言い換えれば式 (4.20) の無限積分の存在は, g ( t ) {\displaystyle g(t)} が安定な同次方程式 p ( D ) x = 0 {\displaystyle p(D)x=0} の解であることから保証される.すなわち,このとき既述のように,
なる評価ができるから, g ( t ) {\displaystyle g(t)} の Laplace 変換は R e s = 0 {\displaystyle \mathrm {Re} \ s=0} において存在する.
最後に,この問題の工学的応用に触れておこう.ここで議論したことは, 式 (4.15) が安定な微分方程式ならば, これに正弦波が入力として加えられたとき,それに対する応答は,しばらく待てば同じ周波数の正弦波になるということである. それでは,任意の波形を持った信号が入力として加えられたとき,しばらく待つと同じ波形の応答が得られるであろうか.この問題を考えてみる. 記録器に対してはこのことが要求される.
さて任意の信号 f ( t ) {\displaystyle f(t)} は,ある範囲 0 ≦ t ≦ T {\displaystyle 0\leqq t\leqq T} で,いくつかの正弦波で近似できる.すなわち,
この信号に対する式 (4.15) の定常応答は,重ね合わせの原理と上の議論から,
となる.これが f ( t ) {\displaystyle f(t)} とほぼ同じ波形となるためには,
(i) | p ( i n ω | , n = 0 , 1 , ⋯ , N {\displaystyle |p(in\omega |,n=0,1,\cdots ,N} がほぼ一定( ≒ B {\displaystyle \fallingdotseq B} )
(ii) θ n {\displaystyle \theta _{n}} がほぼ n {\displaystyle n} に比例する.( n ω 0 ) {\displaystyle n\omega _{0})} )
という条件があればよいことが分かる.このとき,
となり,所期の目的を達成する.
ω {\displaystyle \omega } を変数と考え, p ( i ω ) {\displaystyle p(i\omega )} を系 (4.15) の周波数特性と呼ぶことにすれば,上の条件は“考えている周波数範囲では,周波数特性があまり変わらない”ということである( p ( i ω ) {\displaystyle p(i\omega )} の偏角は ω {\displaystyle \omega } に比例して変わってもよい)。この条件は周波数の小さい範囲で現実できる.言い換えれば,入力信号の変動が余り激しくなければ,出力応答はそれに追従するということで,あたりまえの結果である.交流を直流の計器で計る場合を想像してみればよい.
恒星の分類
Main Page > 自然科学 > 天文学 > 恒星 > 恒星の分類 恒星の分類では恒星を分類する方法について紹介する。
基礎知識の導入

まず以下の説明において必要な知識を導入する。
基礎知識の導入

太陽光をプリズムに通すと光は分散し虹色の光が見られる。このとき見られる虹色の線をスペクトルという。
基礎知識の導入

太陽光のスペクトルを詳しく見ると暗い筋が多数見える。このような線を発見者の名にちなんでフラウンホーファー線または吸収線、暗線という。例えば右図でFの位置は水素のフラウンホーファー線である。
スペクトル分類

恒星のフラウンホーファー線の現れ方で分類できる。温度が高くなると水素のフラウンホーファー線が見られ、低くなると重元素のフラウンホーファー線が見られやすくなる。スペクトル分類では高温のものからO、B、A、F、G、K、Mの順である。高温のものほど青く、低温のものほど赤いためOは青くMは赤い。
スペクトル分類

さらに分類するときは温度の大きさで区別し、アルファベットの後ろに0~9で付ける。0ほど温度が大きく、9ほど温度が小さい。
スペクトル分類

また、温度以外でも光度で分類することもある。例えばいちばん明るい極超巨星という星では0、いちばん暗い白色矮星という星ではVIIに分類される。
スペクトル分類

ふつうはこれらをまとめて表すMK分類という分類法が使われており、K型主系列星はK5Vなど表したりする。
HR図

右図は恒星の分類を表した図である。このような図をヘルツシュプルング・ラッセル図(HR図)という。縦軸は絶対等級、横軸はスペクトルを示しているため、上ほど明るく、右ほど温度が低い。
HR図

右図を見ると0 - VIIまでの範囲がある。以下にその名称を示し、有名な例を挙げた。
HR図

また、光度による名称の分類の他にも、他とは離れた位置にあるものには名前が付いている。例えばスペクトルはO型が最も左にあると言ったが、それよりも左に位置するW型のWR星(ウォルフ・ライエ星)がある。WR星は輝線が顕著に見られ、更に酸素や窒素、炭素の輝線が見られると、WO型、WN型、WC型のように細分化される。
HR図

また、逆に最も右にあるMよりも右にはL型やT型がある。この範囲には褐色矮星という十分な大きさがなく、恒星になれなかった天体やまだ恒星になる前の初期段階のYSOなどがある。
連星と多重星

2つの恒星が重心を共有してその重心を回っている恒星を連星という。連星の明るい方を主星、暗い方を伴星という。
連星と多重星

連星の中でも実際に2つが見える実視連星、暗い恒星により光度が変わる食連星、視線速度の変化で発見される分光連星がある。
連星と多重星

連星と似て非なるものに二重星があり、これは方向が同じために重なって見えるものである。二重星以外にも3つ以上が重なった多重星もある。
連星と多重星

食連星のスペクトル線はドップラー効果で波長にずれがあるため、公転周期を求めることができる。ここでケプラーの第三法則を使うと
連星と多重星

a 3 T 2 = G ( M + m ) 4 π 2 {\displaystyle {\frac {a^{3}}{T^{2}}}={\frac {G(M+m)}{4\pi ^{2}}}}
連星と多重星

(a:平均距離、T:公転周期、G:万有引力定数、M:主星の質量、m:伴星の質量)になることが分かっている。主星と伴星の共通重心の距離が分かればmをMで表せるのでMが求められる。
連星と多重星

連星は質量が分かるが、質量と光度の関係を調べると光度は質量の3から4乗に比例する。これを質量光度関係という。これは質量が増えるというのはすなわち核融合反応が活発になるということである。
恒星の一生
Main Page > 自然科学 > 天文学 > 恒星 > 恒星の一生
恒星の一生では恒星が誕生してから恒星が爆発したり白色矮星になったりするまでについてを述べる。
誕生

恒星は星間雲の中でも特に密度が高い分子雲コアでは重力により収縮されて原始星が誕生する。原始星の光度は主系列星よりも明るいが、このときはまだ周りに星間塵などがあるので可視光では発見できず、赤外線でしか観測できない。このような星は赤外線星という。この一連の状態を発見者にちなみ林フェーズと呼ぶ。
誕生

恒星はふつう惑星を持つが初期の過程では恒星の周りにガスがあり、円盤状になっている。この 円盤を原始惑星系円盤という。
誕生

太陽の0.08倍以上の質量を持つ恒星は核融合反応を起こしているが、それ以下のものは核融合反応を行えない。このような星を褐色矮星という。
恒星の活動

恒星は林フェーズを終えると活発に核融合反応を起こす。なお、核融合反応の化学式は以下のように表せる。
恒星の活動

4 H ⟶ He + 2 e + + 2 ν + 26 MeV {\displaystyle {\ce {4H -> He + 2e+ + 2\nu + 26MeV}}}
恒星の活動

なお、eは陽電子、νはニュートリノ、MeVは光や熱エネルギーの単位で100万eV(eVは電子ボルト)のこと。詳細は物理化学で扱われるためここでは省く。
恒星の活動

恒星にも寿命があり、その寿命は質量が大きいものほど短いことが分かっている。これは核融合反応が速く進むためである。例えば太陽の寿命は10年(100億年)と考えられているがそれよりも大きいB型やO型の主系列星になると10~10年(1000万 - 1億年)になると考えられている。逆にスペクトル分類がK型やM型の恒星の寿命は、太陽の10倍の1000億年から1000倍の10兆年を超えると考えられている。
恒星の活動

恒星の中心核はその恒星の質量によって変わる。太陽の半分以下では中心核がヘリウムとなる。
恒星の活動

それより大きいものはヘリウムが以下の核融合反応を起こす。
恒星の活動

3 He ⟶ C {\displaystyle {\ce {3He -> C}}}
恒星の活動

C + He ⟶ O {\displaystyle {\ce {C + He -> O}}}
恒星の活動

これにより炭素と酸素の中心核ができる。更に核融合反応を起こすためには太陽の8倍程度の質量が必要となる。それ以下の場合は白色矮星となり縮退する。それ以外はNe、Mg、Si...と続きFeまで続く。Feから先はない。
恒星の最後

恒星の最後はその質量によって変わる。
恒星の最後

太陽の8倍以下の恒星は白色矮星となる。太陽程度の質量の星が小さくちぢんでいるため、密度が大きい。白色矮星はしだいに冷えていくのでその後だんだん暗くなっていき、黒色矮星となる。
恒星の最後

太陽の8倍以上の恒星は中心部に鉄が作られ、ヘリウムと中性子に分解される。このときエネルギーが吸収されるため恒星を支える圧力は減少し重力崩壊が起きる。この際に爆発を伴うことがあり超新星爆発という。このとき絶対等級は-15等にものぼる。超新星爆発の際に残ったものを超新星残骸といい、私たちが見える可視光線以外にもX線などを発している。
恒星の最後

超新星爆発をする際にはFeよりも大きい重元素の核融合反応も起こりうる。例えば私たちが身近で使っている銅や銀などもこの時につくられ、超新星残骸が由来とされる。
恒星の最後

超新星爆発が起こると全てが吹き飛んでしまうわけではなく、中心にはまだ星が残っている。
恒星の最後

太陽の30倍以下の場合、中性子星となり超高密度の星となる。中性子星はその名の通り主に中性子から成る。これは高密度なため+をもつ陽子に-をもつ電子が取り込まれることにより中性子になるからである。中性子星の中には電磁波をパルス状に出すパルサーといわれるものがあり、その周期は1秒に満たないものもある。中性子星の中でも特に磁場が大きいものはマグネターと言われる。マグネターはその磁場を利用してX線やγ線などの電磁波を放射している。
恒星の最後

さらに大きいものにはブラックホールがあり重力が大きすぎて光ですら脱することが出来ず、直接見ることは出来ない。
恒星の最後

また、ブラックホールと中性子星の中間としてクォーク星があると考えられている。なお、クォークとは陽子や中性子を構成する素粒子であり、それらが、クォークの状態で存在するのがクォーク星である。w:3C 58などがその候補として上がっている。
その他

白色矮星と赤色巨星などが連星をなしていると巨星のガスと白色矮星の表面が反応して核融合反応を起こすことがある。このときも超新星ほどではないが絶対等級は-5等ほどにもなる。これは新星という。
星団
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星団は恒星がその重力によって集まり、全体としては共通の運動を行うものである。星間物質の星雲と言葉は似ているが全くの別物なので注意。また、この項目では恒星の種族についても扱う。
星団の分類

星団には主に散開星団と球状星団がある。
星団の分類

散開星団はいくつかの星が比較的離れて見える星団である。また、若い星が多く、スペクトルはO型やB型など、高温のものが多い。右のプレアデス星団などが代表的な例である。
星団の分類

球状星団は散開星団とは逆に密度の高い星団である。密度が高いため望遠鏡でも個々の星は識別できない場合がある。右のきょしちょう座47などが代表的な例である。
種族

恒星には種族というものがあり種族Iと種族IIがある。種族Iは金属量が多いもの、種族IIは金属量の少ないものである。また、種族Iほど若く、種族IIほど老いているため若さによっても分類できる。
種族

種族IIは質量が小さく、寿命が長いため老いていて、種族Iは質量が大きく、寿命が小さいため若い。星団では散開星団は主に種族I、球状星団は主に種族IIである。
距離の測定法

散開星団と球状星団の距離を測定するには主に分光視差法と標準光源法がある。
距離の測定法

分光視差法は恒星のスペクトルから絶対等級を求め、視等級と比べて距離を求める方法である。絶対等級と視等級との関係には
距離の測定法

M − m = 5 − 5 l o g 10 d {\displaystyle M-m=5-5log_{10}d}
距離の測定法

(M:絶対等級、m:視等級、d:距離[pc])という関係があるが、視等級は実測値、絶対等級はスペクトルの似たものを使えばよいので間接的に距離が求まる。スペクトルによる測定なので個々が比較的離れて見える散開星団の方が適している。
距離の測定法

標準光源法は明るさが定まっている天体をもとに距離を測定する方法である。星団のなかに標準光源があればその星団まで測定できるので比較的多くの恒星から成る球状星団の方が適している。
星間物質
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星間物質(せいかんぶっしつ)は恒星間にある物体で気体の星間ガスと固体の星間塵(せいかんじん)がある。星間物質が多く、雲のように見える天体を星雲(せいうん)という。
星雲の種類

星雲には暗黒星雲、散光星雲、惑星状星雲、超新星残骸の4種に大別できる。
星雲の種類

暗黒星雲(あんこくせいうん)は後ろに光源があることで識別できる星雲で、それ自体は光っていない。オリオン座にある馬頭星雲などが有名である。
星雲の種類

散光星雲(さんこうせいうん)は広がって光っている星雲である。後に説明する惑星状星雲や超新星残骸に含める場合もある。オメガ星雲やばら星雲などが有名である。
星雲の種類

惑星状星雲(わくせいじょうせいうん)は比較的質量の小さい恒星が赤色巨星となり、その時に放出したガスが中心の恒星の紫外線を受けて光っている。木星状星雲などが有名である。
星雲の種類

超新星残骸(ちょうしんせいざんがい)は超新星爆発の際に残ったものである。かに星雲などが有名である。
星雲の種類

また、水素が分子でいる星雲は分子雲(ぶんしうん)という。
星雲の種類

星雲のうち、特にガス星雲では自ら光を放つか、他の光を反射して光っているかによってそれぞれ名称が付けられている。自ら光を放つガス星雲を輝線星雲(きせんせいうん)、他の光を反射して光る星雲を反射星雲(はんしゃせいうん)という。輝線星雲も反射星雲もいずれも散光星雲に含まれる。
星雲の種類

散光星雲の中でも電離した水素(HIIという)が発光することで発見される星雲などの天体をHII領域という。この電離した水素はふつう若い星が紫外線を放射することによって電離した状態となる。この光が水素から発光されたものだということはこの星雲を観測すれば水素の輝線が見つかるはずである。そしてHII領域には赤い光を放つものが多く、ばら星雲や干潟星雲などは赤い。これは水素の輝線、Hα線を放出しているためである。
恒星間天体

恒星間にある物体には星間物質以外にも恒星間天体(こうせいかんてんたい)がある。恒星間にあるので恒星のまわりを公転していない。現在はオウムアムアとボリソフ彗星の2つしか見つかっておらず、詳細が解明されていない。
小学校保健/3学年
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健康な生活

健康とは , 心や体の調子がよいじょうたいのことです。
健康な生活

健康とは , 心や体の調子がよいじょうたいのことです。毎日の健康な生活には、食事・運動・すいみんが大きくかかわります。規則正しい生活をつづけて自分の生活のリズムを作り、それに合わせて 食事・運動・すいみん をしっかりとることが大切です。
健康な生活

体のあせやあぶらなど、体はよごれやすいです。手はせっけんであらい、おふろなどでは体をしっかりあらいましょう。下着やくつ下・くつなどは 時間がたったらとりかえるようにしましょう。
小学校保健/4学年
育ちゆく体

年れいとともに、体の外には多くの変化が起こります。
育ちゆく体

このような変化は、個人差がありますが、だれにでも起こります。決して心配する必要はありません。
銀河と分類
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銀河は何億もの恒星から成りその形状を維持している天体である。球状星団に似ているが質量をもつが電磁波では見えない暗黒物質を銀河は含んでいる。
銀河系

我々が住んでいる地球は太陽系にある。太陽系のある銀河を銀河系、または天の川銀河という。銀河系と銀河が紛らわしいためWikibooksでは特記のない限り天の川銀河を使用する。
銀河系

天の川銀河の直径は約10万光年。その中心には超大質量ブラックホールがあり、太陽の300~400倍程度の質量を持つと言われている。このブラックホールは強い電波源であり、いて座A*と呼ばれる。
銀河の構造

銀河には特徴的な構造がいくつかある。銀河の中心のふくらんだ部分をバルジ、バルジを取り囲む円盤状の部分を銀河円盤、銀河を球状に包みこんでいる領域をハローという。
銀河の構造

銀河系ではバルジには超大質量ブラックホールがあり、ハローには少ないものの球状星団などが存在している。銀河円盤の直径は約10万光年であるがハローの直径は約15万光年である。
銀河の構造

銀河のうち後に説明する渦巻銀河には渦巻腕といわれる特徴的な構造がある。これはその名の通り、渦巻銀河の渦巻を形成するものである。
銀河の構造

※ここからは専門的な話になるので次のサブ節まで飛ばしてもらっても構わない。
銀河の構造

宇宙には水素原子が多く存在するがよく見られる陽子1、電子1の水素原子を中性水素原子という。原子や電子はスピンという量を持つがスピンの向きが同じ時と違う時とではエネルギーの状態が異なるために遷移することがある。このとき放射される線を21cm線という。
銀河の構造

1951年、中性水素原子から21cm線が放射されるのが見つかったため中性水素ガスの宇宙空間の分布を調べられるようになった。この水素ガスは渦巻状に分布していることが分かっている。
銀河の回転速度

天の川銀河の中は無数の恒星があるが、それは銀河中心の周りを公転している。太陽は銀河中心から約2.8万光年あるが、太陽の公転速度は約220km/s。1周するには2億年もかかる。
銀河の回転速度

銀河の回転速度は中心からの距離で変わるため、これを図にしたものを銀河の回転曲線という。銀河の回転曲線からは重力の分布を求めることができるが図でも分かるように予想値Aより実測値Bははるかに大きい。これは見ることのできないダークマターによるものと推定されている。
銀河の分類

銀河を分類する際はおもにハッブル分類が使われる。このハッブル分類はE4、Saなどとアルファベットと数字により表されるが、ここでは銀河を5つに大別した名称を用いる。
銀河の分類

楕円銀河はその名の通り楕円状の銀河で渦巻き構造がない。ハッブル分類ではEと表す。その後に扁平率の10倍の数をつける。
銀河の分類

レンズ状銀河は楕円銀河と後に紹介する渦巻銀河の間の銀河である。楕円銀河に比べると扁平であり、渦巻銀河に比べると渦巻腕を持たない。ハッブル分類ではS0で表される。
銀河の分類

渦巻銀河は円盤を持ち、渦巻腕を持つ銀河である。渦巻の形状でハッブル分類は異なり、Sa、Sb、Scがある。また、渦巻銀河のうち棒状の構造をもつものを棒渦巻銀河といい、ハッブル分類はSBa、SBb、SBc。棒渦巻銀河も合わせて渦巻銀河と呼ぶこともある。
銀河の分類

不規則銀河は上記の特徴を持たない、または持つがはっきりと区別できないものである。ハッブル分類ではIrr。
銀河の分類

銀河の中には普通とは少し違った特徴をもつものがある。これを特異銀河といい、それに似たもののハッブル分類の後ろにpecをつけて表す。
活動銀河

銀河の中でも中心から非常に強い電磁波を放出するものを活動銀河という。これは銀河中心の超大質量ブラックホールに物質が落ちて降着円盤と呼ばれるものを形成し電磁波を放出するためである。
活動銀河

ふつうの銀河よりも異常に電波を出す銀河を電波銀河という。その電波の強さは私たちの天の川銀河の1万倍にも及ぶ。
活動銀河

恒星のように見えるが大きい赤方偏移を示し強い電波を放出する天体をクェーサーという。クェーサーの明るさは天文学的には短い期間で変動する。
活動銀河

中心核が明るく、クェーサーに似た性質を持つものはセイファート銀河という。クェーサーの方が遠方にあり、セイファート銀河の方が比較的近い。
数学演習/中学校2年生/不等式
数量と不等式

次の数量関係を、不等式を使って表しなさい。
不等式

次の不等式を解きなさい。
連立不等式

次の連立不等式を解きなさい。解がない場合は解なしと書くこと。
連立不等式

( 1 ) {\displaystyle (1)}
連立不等式

( 2 ) {\displaystyle (2)}
連立不等式

( 3 ) {\displaystyle (3)}
連立不等式

( 4 ) {\displaystyle (4)}
連立不等式

( 5 ) {\displaystyle (5)}
不等式の利用

/解答
太陽系外惑星
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太陽系外惑星は太陽系以外にある惑星である。地球に似たものも見つかっており、生命がいる可能性もある。系外惑星と略す場合もある。恒星とその太陽系外惑星を含む集まりは惑星系という。
発見

太陽系外惑星は1995年に初めて発見された。最近になって発見されたということはつまり発見するのが難しいということである。
発見

太陽系外惑星の発見方法には主に2つある。
発見

視線速度法は恒星が動いた際のドップラー効果をとらえ、惑星の存在を確認する方法である。ドップラー分光法ともいう。太陽はほとんど動かないが実は木星や土星と引力の相互作用を引き起こしているため少しは動いている。これは太陽系以外でも起こりうるため、太陽系外の恒星と太陽系外惑星でもこの現象が起こっていると考えられる。特に太陽系外惑星が大きい惑星系では恒星の動きが観測できるため惑星の存在を知ることができる。
発見

トランジット法は恒星の減光現象により惑星の存在を確認する方法である。太陽と月が同じ方向にあるとき、月が太陽の前を通る日食という現象が起こるため太陽は暗くなるはずである。これを太陽系外の恒星と惑星で例えれば惑星の存在は確認できる。この方法を使うと減光の割合により恒星と惑星の大きさの比が求められるため、半径を知ることができる。
発見

この他にも多くの発見方法がある。
ホット・ジュピター

ホット・ジュピターは恒星からの距離が地球と太陽の距離の半分以下しかないのに木星のような質量をもつ天体のことである。視線速度法で容易に見つけることができる。密度は土星よりも小さいことがある。自転と公転が同期しているため、潮汐ロックが起こっている。
ハビタブルゾーン

太陽系外惑星のうち、地球と似た自然環境で生命の存在が可能とされる領域をハビタブルゾーンという。
ハビタブルゾーン

ハビタブルゾーンの前提条件として、水が液体として存在できる(表面温度が0°Cから100°C)ことが必要であるため恒星からの距離が程よくないといけない。また、生命を構築する有機物のある環境でないと生命が誕生しない。これを踏まえた生命の存在可能性の目安を生存可能指標という。
ドレイク方程式

太陽系外惑星には生命の存在する可能性があるが1961年、ドレイクは人類が接触する可能性のある地球外文明の数を算出する式を導き出した。これをドレイクの方程式という。この式は以下のように表される。
ドレイク方程式

N = R ∗ × f p × n e × f l × f i × f c × L {\displaystyle N=R_{*}\times f_{p}\times n_{e}\times f_{l}\times f_{i}\times f_{c}\times L}
ドレイク方程式

で表される。このときR*は生まれる恒星の年間平均数、fpは恒星が惑星を持つ確率、neは1つの恒星で生命存在の可能性がある惑星の平均数、flは生命存在可能性のある惑星での生命が実際に存在する確率、fcは生命が通信を行う確率、Lは生命が通信を行ったとしてそれが続く期間である。
中学校書写
中学校書写では、行書が始まります。 要点を押さえつつ、行書の発祥や楷書との違いを押さえておくと、行書の書き方や面白さが分かると思いますので、自らでも調べてみて下さい。
楷書との違い

楷書(かいしょ)は、普段私たちが使う字のことです。 硬筆などで扱われ、小学校での書写で教わった書き方です。 一方、行書は以下に述べるように、いかにも人間の書く自然に見える字です。 小学校との大きな違いは、個性を表現して、ルールがなく伸びやかにかけるところです。
行書

行書(ぎょうしょ)が中学校から始まるわけですが、「行書」と聞くと難しそうだなぁというイメージがあるかもしれません。 しかし、ルールや決まりの多い楷書に比べれば簡単です。 中国の後漢時代にできましたが、筆を使えることができたら誰でもかける字体となっています。
行書

行書では、一筆書きのような滑らかな字を書くことができ、特にこれといった決まりがありません。 したがって、どこを繋げるかなど、自分で工夫することができ、人によって個性が現れます。 街などに行くとよく看板などで見る(例:飲食店や古道具売りなど)文字ですが、とても読みやすいというメリットがあります。 手紙やメッセージなどに使うことによって、自然体の柔らかい印象を持たすことができます。 行書は生活にてとても重宝されている字体なのです。
書き方

先程述べたように、これといった書き方はありません。しかし、綺麗に見える文字の形や書き方というのは自然と出てくるものです。 道具は、筆を柔らかくほぐしたものが最適です。 「崩そう」という意識を持たず、筆の流れを意識して書くと効率的に行書に味を持たせることができます。 書く姿勢も大事です。 体の重心を中央に持ってきて、背中をピンと伸ばす。(これは小学校で習ったものかもしれません。)書道の基本を押さえつつ自分の書きたい文字を書いたら上手く行きます。
ラテン文学の作家と著作/作家名の参考文献
主要な参考文献

以下に、作家の記事の参考にした文献を挙げる。
ラテン文学の作家と著作/黄金期/アッティクス
ティトゥス・ポンポーニウス・アッティクス(Titus Pomponius Atticus:前110/109-32)は、ローマ共和制期の富豪・文芸愛好家・作家。#キケローの親友としてよく知られる。
騎士身分の富裕な家に生まれ、キケローとは幼少期から生涯にわたって親交があった。前80年代にローマの内乱状態を避けてイタリアを去り、ギリシアのアッティカ地方のアテーナイに移住して、エピクロス哲学を学ぶなどして、前88-65年まで20年以上も滞在した。スッラによる追放処分を免れ、彼自身は閥族派寄りでありながらも、すべての有力者と親しくして、内乱時代を生き抜いた。アッティカ(アテーナイ)に永くいたため、アッティクス(Atticus)という添え名(コグノーメン)で呼ばれるようになった。
前65年ごろにローマに帰ったが、その後は政治家や公職を志すこともなく、父や叔父から相続した多額の遺産をもとに購入したギリシアのエペイロス地方の広大な所領において、エピクロス主義的な快楽主義に徹した別荘生活を送った。しかし、蓄財や商売に携わり、金融業や出版業を営んで富を築いた。出版業では、大勢の筆写専門の奴隷を使って書物を筆写させ、親交のあったキケローの著作の出版にも尽力した。ギリシアの学芸にも造詣が深く、自らの邸宅で文芸サロンを主宰した。
キケローが前68年~前44年に彼に宛てた426通の手紙を、アッティクス自身がすべて公開し、これは『アッティクス宛書簡集』(Epistulae ad Atticum)として知られる。だが、アッティクスがキケローに宛てた手紙は失われた。キケローの『大カトー(老年について)』(Cato maior de senectute)や『ラエリウス(友情について)』(Laelius de amicitia)は、文通の友であるアッティクスに献呈された作品であり、冒頭に彼宛の「献辞」が述べられている。
伝記作家#コルネリウス・ネポースとも親交があり、彼の有名な『著名な人物たちについて』はアッティクスの依頼により書かれた伝記である。ネポースはアッティクスの伝記も残している。
アッティクス自身の著作は、ローマの氏族の系譜についての論考や、キケローの執政官時代を記した書、肖像集などがあり、それらはほぼ散逸した。ただし、ローマ史に年代的な枠組みを与え、ローマの政治史や文学史を扱った『年代記』(Liber annalis)1巻のみが伝存する。ローマに伝わる互いに異なる伝承を秩序づけようと試み、ローマの各氏族や家系の起源を探り当てようとし、年代記の正確な年次を定めることにも努めている。
小学校英語/5学年
アルファベットをおぼえよう

英語で使う文字のアルファベットには、大文字 と 小文字があり、それぞれ26字ずつあります。ひとつの大文字に、ひとつの小文字が対応し、対応する文字どうしは同じ名前で呼ばれます。
機械語
概要

機械語は、コンピュータが直接実行できるプログラムの形式であり、通常は2進数で表されます。コンピュータのプロセッサは、機械語プログラムの命令を一つずつ読み込み、解釈して実行します。機械語は、高水準のプログラム言語(例えばC言語など)と比較すると、非常に低レベルの言語であり、直接ハードウェアに対するアクセスが可能です。
概要

機械語は、一般的にアセンブリ言語という人間が理解しやすい形式に変換されます。アセンブリ言語は、機械語と1対1に対応する命令を持つため、プログラマにとっては理解しやすいものになっています。
概要

機械語は、コンピュータのプロセッサが理解できる唯一のプログラム形式であるため、コンピュータの動作を理解する上で非常に重要な概念です。また、機械語を直接書くことで、コンピュータの性能を最大限に引き出すことができます。
ソースコードからどんな機械語が生成されるか

このコードは32bitARMプロセッサをターゲットとしたもので、すべての命令が32ビット長なのでアセンブラーの初学者向きです。 また、ARMアーキテクチャは多くのスマートフォンやタブレットで採用されていたり、組込み用途での採用も多いので最も普及しているコンピュータ・アーキテクチャの1つです。
ソースコードからどんな機械語が生成されるか

ARMプロセッサはThumbと呼ばれるコード効率の向上を意図した16ビット長のThumb命令モードを持っています。
ソースコードからどんな機械語が生成されるか

ARMアーキテクチャーは、ARMv8-Aから64ビットモードアーキテクチャーAArch64を採用してます。 AArch64は、32本の64ビットレジスター(うち1本はスタックポインター兼ゼロレジスタ、1本は戻り番地を保持するリンクレジスタ)を持ち、Xnnレジスターは64ビットレジスターのnn本目、WnnはXnnレジスターの下位32ビットです。
ソースコードからどんな機械語が生成されるか

wzrはゼロレジスターを32bitで参照しています、spはスタックポインターでアドレス演算の文脈と左辺値の文脈ではスタックポインター、右辺値の場合はゼロレジスターになりレジスタインデックス(31番)を共有しています。 aarch64 では32bitARMと違って全ての命令に条件フラッグ参照が着くわけではないので、どちらかというと Thumb に似ていますが最小命令サイズは32bitです。
ソースコードからどんな機械語が生成されるか

amd64(X86-64とも)の命令は最小単位は1バイトで、バイト数あたりの操作が多いのが特徴です。 逆アッセンブルされたコードを読む限り不便は感じませんが、ハンドディスアッセンブルする場合は1バイトずれるとまるで違った意味になるのが厄介で、プロセッサーの中でも数命令先の命令を読み込み実行効率を上げる為に命令の切れ目を探すことが性能向上のボトルネックになっています(ARMなら次の命令は4バイト先と決まっているので深い先読みが相対的に容易)。
ソースコードからどんな機械語が生成されるか

amd64は、x86のアーキテクチャーを拡張する形で命令セットを設計しているので、両者は似通っていますが相応の差異があります。
用語集

機械語に関する用語集