恒星の誕生から最期まで

恒星の一生を大きく左右するのは初期の質量です。同じ「星の死」でも、外層を穏やかに失って白色矮星を残す場合と、中心核が崩壊する場合があります。連星との相互作用も進化を変えます。

分子雲から原始星へ

冷たいガスと塵の雲の一部が重力で収縮すると、重力エネルギーが熱へ変わり、原始星が成長します。回転があるため周囲に円盤ができ、円盤を通じて物質が流れ込みます。ガスの圧力、磁場、乱流、周囲からの放射も収縮に影響するので、雲がすべて一度に星になるわけではありません。赤外線や電波の観測は、塵に包まれて可視光で見にくい誕生の現場を探る手段です。

長く続く主系列段階

中心で水素核融合が持続的に進むと、星は主系列段階に入ります。光として失うエネルギーと内部での生成がほぼ釣り合い、長い時間比較的安定して輝きます。大質量星は高温の中心で反応が激しく進むため、燃料が多くても寿命は短くなります。小質量星には宇宙の現在の年齢より長い寿命が予測されるものがあり、その最期をまだ観測できていないことにも注意が必要です。

中心と外層は違う変化をする

中心の水素が減ると、中心核の収縮と周囲の殻での核融合が進み、外層が大きく膨らむことがあります。中心が縮むのに外側が広がるため、星全体を一つの風船のように考えると混乱します。太陽程度の星は赤色巨星などを経て外層を失い、中心に白色矮星を残します。惑星状星雲という名前は見た目に由来し、惑星が爆発してできた雲ではありません。

大質量星の道筋

十分重い星では、より重い元素をつくる核反応が次々と進み、内部は層状になります。鉄付近まで進むと、核融合だけでエネルギーを取り出し続けることができなくなります。中心核が支えを失えば崩壊し、条件により超新星、中性子星、ブラックホールにつながります。ただし初期質量だけで結果が機械的に一つに決まるわけではなく、質量放出、組成、自転、伴星の影響があります。

別々の星から一生を復元する

人間の観測期間だけで太陽の全生涯を見ることはできません。その代わり、多数の星、年齢の違う星団、恒星内部のモデルを比較します。星団では主系列から離れ始める星の位置が年齢の指標になります。超新星前後の観測や残骸の元素分布も、進化モデルを検証します。進化図の矢印は全段階を同じ一個の星で直接追った記録ではなく、複数の証拠を統合した説明です。

関連項目