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恒星は、自己重力によってまとまったプラズマの明るい球体です。 [ 1]地球に最も近い恒星は太陽です。他の多くの恒星は夜に肉眼で見ることができます。地球から非常に遠いため、固定された光の点のように見えます。最も目立つ恒星は星座と星座に分類されており、最も明るい恒星の多くには固有の名前があります。天文学者は、既知の恒星を特定し、標準化された恒星の名称を提供する星カタログをまとめました。観測可能な宇宙には、推定10 22から10 24個の星のうち肉眼で見えるのは約4,000個だけで、すべて天の川銀河 内にあります。[2]
恒星の一生は、主に水素、ヘリウム、および微量のより重い元素からなるガス状星雲の重力崩壊から始まります。その総質量が主にその進化と最終的な運命を決定します。恒星は、その中心核で水素がヘリウムに熱核融合することで、その活動期間中のほとんどを輝いています。このプロセスによりエネルギーが放出され、それが恒星内部を横切って宇宙空間に放射されます。恒星が核融合星としての一生を終えると、その中心核は恒星残骸、すなわち白色矮星、中性子星、または質量が十分であればブラックホールになります。
恒星やその残骸における恒星内元素合成により、リチウムより重いほぼすべての天然化学元素が生成される。恒星の質量損失や超新星爆発により、化学的に濃縮された物質が星間物質に戻る。これらの元素はその後、新しい恒星にリサイクルされる。天文学者は、恒星の見かけの明るさ、スペクトル、空における位置の経時的変化を観測することで、質量、年齢、金属量（化学組成）、変動、距離、宇宙空間での動きなどの恒星の特性を判定できる。
恒星は、惑星系や2 つ以上の恒星からなる恒星系のように、他の天体と軌道系を形成することがあります。このような 2 つの恒星が近い軌道を回ると、その重力相互作用によって進化に大きな影響が及ぶことがあります。恒星は、星団や銀河 など、はるかに大きな重力結合構造の一部を形成することもあります。
語源
「星」という単語は、最終的には、やはり星を意味するインド・ヨーロッパ祖語の語源「h₂stḗr」から派生したが、さらに分析すると、h₂eh₁s-（「燃やす」、また「灰」の語源でもある）+ -tēr（動作主接尾辞）と解釈できる。ラテン語の stella、ギリシア語の aster、ドイツ語のSternと比較されたい。一部の学者[誰? ]は、この単語はアッカド語の「istar」（金星）からの借用語であると考えている。「星」は、アスタリスク、小惑星、アストラル、星座、エステルなどの単語と同族語（同じ語源を共有）である。[3]
観察履歴
歴史的に、星は世界中の文明にとって重要なものでした。星は宗教的慣習、占いの儀式、神話の一部であり、天体航行や方位測定、季節の移り変わりの目印、暦の定義に使われてきました。
初期の天文学者は、天球上の位置が変化しない「恒星」と、恒星に対して数日または数週間にわたって顕著に移動する「さまよう星」（惑星）との違いを認識していました。 [6]多くの古代天文学者は、星は天球に永久に固定されており、不変であると信じていました。慣例により、天文学者は主要な星を星座と星座に分類し、それらを使用して惑星の動きと太陽の推定位置を追跡しました。[4]背景の星（および地平線）に対する太陽の動きは、農業慣行を規制するために使用できるカレンダーを作成するために使用されました。 [7]現在、世界中のほぼすべての場所で使用されているグレゴリオ暦は、地球の自転軸の、地元の恒星である太陽に対する角度に基づく太陽暦です。
最も古い正確な日付が記された星図は、紀元前1534年の古代エジプトの天文学の成果である。[ 8 ]最も古い既知の星表は、紀元前2千年紀後半のカッシート時代（紀元前 1531年頃 -紀元前 1155年頃）にメソポタミアの古代バビロニアの天文学者によって編纂された。[9]
ギリシャ天文学における最初の星表は、紀元前300年頃、ティモカリスの協力を得てアリスティルスによって作成されました。[10]ヒッパルコス（紀元前2世紀）の星表には1,020個の星が含まれており、プトレマイオスの星表をまとめるのに使用されました。[11]ヒッパルコスは、記録に残る最初の新星（新しい星）を発見したことで知られています。[12]今日使用されている星座や星の名前の多くは、ギリシャ天文学に由来しています。
天空は一見不変であるにもかかわらず、中国の天文学者は新しい星が出現する可能性があることを認識していました。[13]西暦185年、彼らは現在SN 185として知られる超新星を初めて観測し、それについて記述しました。[14]記録された歴史上最も明るい恒星現象はSN 1006超新星で、1006年に観測され、エジプトの天文学者アリー・イブン・リドワンと数人の中国天文学者によって記述されました。[15]かに星雲を生み出したSN 1054超新星も、中国とイスラムの天文学者によって観測されました。[16] [17] [18]
中世イスラムの天文学者は、今日でも使われている多くの星にアラビア語の名前を付け、星の位置を計算できる数多くの天文機器を発明した。彼らは、主にジージ星カタログを作成するために、最初の大規模な天文研究機関を建設した。 [19]これらのうち、 『恒星の書』 （964年）は、ペルシャの天文学者アブド・アル・ラフマーン・アル・スーフィーによって書かれ、多くの恒星、星団（オミクロン星団やブロッキ星団を含む）、銀河（アンドロメダ銀河を含む）を観測した。[20] A.ザフールによれば、11世紀にペルシャの博学者アブ・ライハン・ビルニーは天の川銀河を星雲の性質を持つ多数の破片として描写し、1019年の月食の際のさまざまな星の緯度を示した。 [21]
ジョゼップ・プイグによれば、アンダルシアの天文学者イブン・バジャは、天の川銀河は互いにほぼ接触している多数の星で構成されており、月下物質による屈折の影響により連続した像のように見えると提唱し、その証拠としてヒジュラ暦500年（1106年/1107年）の木星と火星の合の観測を挙げた。[ 22]ティコ・ブラーエ などの初期のヨーロッパの天文学者は、夜空に新しい星（後に新星と呼ばれる）を発見し、天空が不変ではないことを示唆した。 1584年、ジョルダーノ・ブルーノは、恒星は太陽のようなものであり、その周りを地球のような他の惑星が回っている可能性があると示唆した。 [23]この考えは、古代ギリシャの哲学者デモクリトスとエピクロス[24]や、中世イスラムの宇宙論者ファフル・アッディーン・ラーズィー[25]によって以前に示唆されていた。[26]次の世紀までには、恒星が太陽と同じであるという考えは天文学者の間で合意に達していた。これらの恒星が太陽系に純粋な重力を及ぼさない理由を説明するために、アイザック・ニュートンは、神学者リチャード・ベントレーに促された考えで、恒星はあらゆる方向に均等に分布していると示唆した。[27]
イタリアの天文学者ジェミニアーノ・モンタナリは1667年にアルゴル星の明るさの変化を観測して記録した。エドモンド・ハレーは近くの「固定」星のペアの固有運動の最初の測定値を発表し、古代ギリシャの天文学者プトレマイオスとヒッパルコスの時代からそれらの位置が変わっていることを示した。[23]
ウィリアム・ハーシェルは、天空の星の分布を決定しようとした最初の天文学者です。1780年代、彼は600方向に一連の測定器を設置し、各視線に沿って観測された星の数を数えました。これにより、彼は、天の川銀河の中心の方向である空の片側に向かって星の数が着実に増加していると推測しました。彼の息子ジョン・ハーシェルは、南半球でこの研究を繰り返し、同じ方向にも対応する増加があることを発見しました。[28]ウィリアム・ハーシェルは、他の業績に加えて、いくつかの星が同じ視線に沿っているだけでなく、二重星系を形成する物理的な仲間であることを発見したことでも知られています。[29]
恒星分光法の科学は、ジョセフ・フォン・フラウンホーファーとアンジェロ・セッキによって開拓されました。彼らはシリウスなどの恒星のスペクトルを太陽と比較することで、吸収線（特定の周波数の大気による吸収によって生じる恒星のスペクトルの暗い線）の強度と数に違いがあることを発見しました。1865年、セッキは恒星をスペクトル型に分類し始めました。[30]恒星の分類体系の現代版は、1900年代初頭にアニー・J・キャノンによって開発されました。 [31]
恒星までの距離（はくちょう座61番星から11.4光年）の最初の直接測定は、1838年にフリードリヒ・ベッセルが視差法を使って行いました。視差測定により、天空の恒星間の距離が非常に離れていることが実証されました。[23] 19世紀には、二重星の観測の重要性が高まりました。1834年、フリードリヒ・ベッセルはシリウスの固有運動の変化を観測し、隠れた伴星があると推測しました。エドワード・ピカリングは、 1899年にミザールのスペクトル線が104日周期で分裂するのを観測し、最初の分光連星を発見しました。フリードリヒ・ゲオルク・ヴィルヘルム・フォン・シュトルーベやSWバーナムなどの天文学者によって多くの連星系の詳細な観測が収集され、軌道要素の計算から恒星の質量を決定できるようになりました。望遠鏡の観測から連星の軌道を導く問題に対する最初の解決策は、1827年にフェリックス・サヴァリによってなされた。[32]
20世紀には星の科学的研究が急速に進歩した。写真は貴重な天文学の道具となった。カール・シュヴァルツシルトは、星の色、ひいては温度は、肉眼で見える等級と写真で見た等級を比較することで判定できることを発見した。光電式 光度計の開発により、複数の波長間隔で等級を正確に測定できるようになった。1921年、アルバート・A・マイケルソンはウィルソン山天文台のフッカー望遠鏡に干渉計を設置し、初めて星の直径を測定した。[33]
20世紀の最初の数十年間に、星の物理的構造に関する重要な理論的研究が行われました。1913年にヘルツシュプルング・ラッセル図が開発され、星の天体物理学的研究が推進されました。星の内部と星の進化を説明する成功したモデルが開発されました。セシリア・ペイン・ガポシュキンは、 1925年の博士論文で、星は主に水素とヘリウムでできていると初めて提唱しました。[34]量子物理学の進歩により、星のスペクトルがさらに理解されました。これにより、星の大気の化学組成を決定できるようになりました。[35]
超新星や超新星まがいの現象などの稀な例外を除けば、個々の恒星は主に局部銀河群で観測されており、[36]特に銀河系の可視部分（銀河系の詳細な恒星カタログで示されている）とその衛星で多く観測されている。[37]セファイド変光星などの個々の恒星は、おとめ座銀河団のM87 [38]やM100銀河で観測されているほか、[39]他の比較的近い銀河系の明るい恒星も観測されている。[40]重力レンズ効果の助けを借りて、 90億光年離れた場所で単一の恒星（イカロスと名付けられている）が観測されている。 [41] [42]
指定
星座の概念はバビロニア時代に存在していたことが知られています。古代の天体観測者は、目立つ星の配置がパターンを形成していると想像し、これを自然の特定の側面や神話と関連付けました。これらの配置のうち12個は黄道帯に沿っており、これらは占星術の基礎となりました。[43]目立つ個々の星の多くには、特にアラビア語やラテン語で名前が付けられました。
特定の星座や太陽自体と同様に、個々の星にも独自の神話がある。[44]古代ギリシャ人にとって、惑星（ギリシャ語πλανήτης（planētēs）は「放浪者」を意味する）として知られるいくつかの「星」は、さまざまな重要な神々を表しており、水星、金星、火星、木星、土星という惑星の名前はそこから取られた。[44]（天王星と海王星はギリシャとローマの神だが、どちらの惑星も明るさが低かったため古代には知られていなかった。それらの名前は後の天文学者によって付けられた。）
1600年頃、星座の名前は、対応する空の領域にある星に名前を付けるために使用されました。ドイツの天文学者ヨハン・バイエルは一連の星図を作成し、各星座の星にギリシャ文字の記号を適用しました。後に、星の赤経に基づいた番号付けシステムが発明され、ジョン・フラムスティードの著書「ブリタニカ天文史」 （1712年版）の星表に追加され、この番号付けシステムはフラムスティード指定またはフラムスティード番号と呼ばれるようになりました。[45] [46]
天体の命名に関する国際的に認められた機関は、国際天文学連合（IAU）である。[47]国際天文学連合は、星の名前に関する作業部会（WGSN）[48]を維持し、星の固有名をカタログ化し標準化している。[49]多くの民間企業が、IAU、プロの天文学者、アマチュア天文学コミュニティに認められていない星の名前を販売している。[50]大英図書館はこれを規制されていない 営利企業と呼んでおり、[51] [52]ニューヨーク市消費者労働者保護局は、そのような星の命名会社に対して、欺瞞的な取引慣行に従事したとして違反行為を命じた。[53] [54]
測定単位
恒星のパラメータはSI 単位系またはガウス単位で表すことができますが、太陽の特性に基づいて、質量、光度、半径を太陽単位で表すのが最も便利な場合がよくあります。2015 年に、IAU は恒星のパラメータを引用するために使用できる一連の公称太陽値 (不確実性のない SI 定数として定義) を定義しました。
太陽質量 M☉は、相対的な不確実性が大きいため、IAUでは明確に定義されていません（10 −4）のニュートンの万有引力定数 Gです。ニュートンの万有引力定数と太陽質量の積（G M ☉）ははるかに高い精度で決定されているため、IAUは公称太陽質量パラメータを次のように定義しました。
公称太陽質量パラメータは、ニュートンの重力定数Gの最新（2014年）CODATA推定値と組み合わせると、太陽質量はおよそ1.9885 × 10 30 kg。光度、半径、質量パラメータ、質量の正確な値は、観測の不確実性により将来若干変わる可能性がありますが、2015年のIAU公称定数は、恒星パラメータを引用するための有用な尺度であるため、SI値のままとなります。
巨大な星の半径や連星系の長半径などの大きな長さは、地球と太陽の平均距離（1億5000万kmまたは約9300万マイル）にほぼ等しい天文単位で表現されることが多い。2012年に、IAUは天文定数をメートル単位の正確な長さとして定義し、149,597,870,700メートルとした。[55]
形成と進化
星は宇宙空間の物質密度の高い領域から凝縮しますが、それらの領域の密度は真空チャンバー内よりも低いです。これらの領域は分子雲として知られ、主に水素で構成され、約23〜28％のヘリウムと数％のより重い元素が含まれています。そのような星形成領域の1つの例はオリオン星雲です。[56]ほとんどの星は数十〜数十万の星のグループで形成されます。[57]これらのグループ内の 大質量星はそれらの雲を強力に照らし、水素をイオン化してHII領域を作成します。星形成によるこのようなフィードバック効果は、最終的に雲を乱し、それ以上の星形成を妨げる可能性があります。[58]
すべての恒星は、その存在の大部分を主系列星として過ごし、その中心核内で主に水素からヘリウムへの核融合反応によって燃料を得ている。しかし、質量の異なる恒星は、その発達のさまざまな段階で著しく異なる特性を持つ。質量の大きい恒星の最終的な運命は質量の小さい恒星のそれとは異なり、その明るさや周囲に与える影響も異なる。したがって、天文学者は恒星を質量によって分類することが多い。[59]
- 質量が0.5 M☉未満の非常に低質量の星は、 完全に対流しており、主系列にある間は星全体にヘリウムを均等に分配します。そのため、殻燃焼を起こすことはなく、赤色巨星になることはありません。水素を使い果たした後、ヘリウム白色矮星になり、ゆっくりと冷えます。[60] 0.5 M☉の星の寿命は 宇宙の年齢よりも長いため、そのような星はまだ白色矮星の段階に達していません。
- 低質量星（太陽を含む）は、組成に応じて質量が0.5 M ☉から約2.25 M ☉の間であるが、中心核の水素が枯渇し、中心核でヘリウムをヘリウムフラッシュで燃焼し始めると赤色巨星になる。その後、漸近巨星分岐で縮退した炭素-酸素中心核を発達させ、最終的に惑星状星雲として外殻を吹き飛ばし、中心核を白色矮星の形で残す。[61] [62]
- 中質量星（質量約2.25 M ☉から8 M ☉）は、低質量星と同様の進化段階を経るが、赤色巨星分岐での比較的短い期間の後、閃光なしにヘリウムを点火し、縮退した炭素酸素核を形成するまで赤色塊で長い期間過ごす。 [61] [62]
- 大質量星は一般的に最低でも約8 M☉の質量を持ちます 。[63]中心核の水素を使い果たした後、これらの星は超巨星となり、ヘリウムよりも重い元素を融合させます。多くの星は中心核が崩壊し、超新星として爆発することでその寿命を終えます。[61] [64]
星の形成
星の形成は分子雲内の重力不安定性から始まります。これは高密度領域によって引き起こされ、多くの場合、大質量星からの放射による雲の圧縮、星間物質の膨張した泡、異なる分子雲の衝突、または銀河の衝突（スターバースト銀河など）によって引き起こされます。[65] [66]ある領域がジーンズ不安定性の基準を満たすのに十分な物質密度に達すると、その領域は自身の重力によって崩壊し始めます。[67]
雲が崩壊すると、高密度の塵とガスの個々の塊が「ボック球状体」を形成する。球状体が崩壊して密度が増加すると、重力エネルギーが熱に変換され、温度が上昇する。原始星雲が静水圧平衡の安定状態にほぼ達すると、中心に原始星が形成される。 [68]これらの主系列前星は、多くの場合、原始惑星系円盤に囲まれており、主に重力エネルギーの変換によって駆動されている。重力収縮の期間は、太陽のような星では約1000万年、赤色矮星では最大1億年続く。[69]
質量が2M☉未満の初期の恒星は Tタウリ型星と呼ばれ、それより質量が大きいものはハービッグAe/Be型星と呼ばれます。これらの新しく形成された恒星は、自転軸に沿ってガスのジェットを放出し、それが崩壊する恒星の角運動量を減らし、ハービッグ・ハロー天体と呼ばれる小さな星雲の斑点を形成する可能性があります。[70] [71] これらのジェットは、近くの大質量恒星からの放射と相まって、恒星が形成された周囲の雲を追い払うのに役立つ可能性があります。[72]
発達の初期段階では、Tタウリ型星は林軌道をたどり、ほぼ同じ温度を保ちながら収縮して明るさが減少する。より質量の小さいTタウリ型星はこの軌道をたどって主系列に向かうが、より質量の大きい星はヘニエ軌道に転じる。[73]
ほとんどの恒星は連星系のメンバーであることが観測されており、それらの連星の特性はその形成条件の結果である。[74]ガス雲は、収縮して恒星を形成するために角運動量を失わなければならない。雲が複数の恒星に分裂すると、その角運動量の一部が分散する。原始連星は、若い星団内の他の恒星との接近遭遇時に重力相互作用によって角運動量をいくらか伝達する。これらの相互作用は、より広く離れた（ソフト）連星を分裂させ、ハード連星をより強く結合させる傾向がある。これにより、連星は2つの観測された集団分布に分離する。[75]
主系列
恒星は、その生涯の約90％を、中心核での高温高圧反応で水素をヘリウムに融合することに費やします。このような恒星は主系列にあると言われ、矮星と呼ばれます。主系列年齢がゼロのときから、恒星の中心核のヘリウムの割合は着実に増加し、中心核での核融合率はゆっくりと上昇し、恒星の温度と明るさも上昇します。[76] たとえば、太陽は、46億年前に主系列に達して以来、明るさが約40％増加したと推定されています（4.6 × 10 9 )年前。[77]
すべての恒星は恒星風という粒子を生成し、それが宇宙空間へのガスの継続的な流出を引き起こします。ほとんどの恒星では、失われる質量はごくわずかです。太陽は 毎年10 −14 M ☉ [78]、つまりその寿命全体では全質量の約0.01%を失う。しかし、非常に質量の大きい星は10 −7から 毎年10 −5 M ☉ずつ増加し、星の進化に大きな影響を与えます。 [79] 50 M ☉以上で始まった星は、 主系列にいる間に全質量の半分以上を失うことがあります。[80]
恒星が主系列で過ごす時間は、主にその恒星が持つ燃料の量とそれを融合させる速度によって決まる。太陽の寿命は100億年（質量の大きい星は燃料を非常に速く消費し、寿命も短い。一方、質量の小さい星は燃料を非常にゆっくりと消費する。質量が 0.25 M ☉ 未満の星は 赤色矮星と呼ばれ、ほぼすべての質量を核融合することができるが、質量が 1 M ☉程度の星は質量の約 10% しか核融合できない。燃料消費が遅く、使用可能な燃料供給が比較的多いため、質量の小さい星は約 1 兆 (赤色矮星の寿命は10 × 1012年で、最も短い0.08 M☉は 約12兆年続く。赤色矮星はヘリウムを蓄積するにつれて、より高温でより明るくなる。最終的に水素がなくなると、白色矮星に収縮し、温度が低下する。[60]このような星の寿命は現在の宇宙の年齢（ 138億年）よりも長いため、約0.85 M☉[81]未満の星は 主系列から外れているとは予想されない。
質量以外にも、ヘリウムより重い元素は恒星の進化において重要な役割を果たす。天文学者はヘリウムより重い元素を全て「金属」と呼び、恒星におけるこれらの元素の化学濃度を金属量と呼ぶ。恒星の金属量は、恒星が燃料を燃焼するのにかかる時間に影響を及ぼし、恒星の磁場の形成を制御し、[82]恒星風の強さに影響を与える。[83]古い種族IIの恒星は、それらが形成された分子雲の組成により、若い種族Iの恒星よりも金属量が大幅に少ない。時間の経過とともに、古い恒星が死に、大気の一部が放出されるにつれて、そのような雲はますます重い元素に富むようになる。[84]
主系列後
0.4 M ☉以上の恒星 [85]は、中心部の水素を使い果たすと、ヘリウム中心部を囲む殻の中で水素の核融合反応を起こし始める。恒星の外層は膨張し、赤色巨星へと移行するにつれて大きく冷却する。場合によっては、中心部または中心部の周囲の殻の中でより重い元素の核融合反応を起こす。恒星が膨張するにつれ、それらのより重い元素を豊富に含む質量の一部が星間環境に放出され、後に新しい恒星として再利用される。 [86]約50億年後、太陽はヘリウム燃焼期に入り、最大半径が約1天文単位（1億5000万キロメートル）に膨張する。これは現在の大きさの250倍であり、現在の質量の30%を失う。[77] [87]
水素燃焼殻がより多くのヘリウムを生成するにつれて、核の質量と温度が増加する。最大 2.25 M ☉の赤色巨星では、ヘリウム核の質量はヘリウム融合の前に縮退する。最終的に、温度が十分に上昇すると、ヘリウムフラッシュと呼ばれる状態で核のヘリウム融合が爆発的に始まり、星の半径は急速に縮小し、表面温度が上昇して、 HR 図の水平枝に移動する。より質量の大きい星の場合、ヘリウム核の融合は核が縮退する前に始まり、星は赤色塊の中でしばらく過ごし、ヘリウムをゆっくり燃焼した後、外殻対流が崩壊して星が水平枝に移動する。[88]
恒星は、中心核のヘリウムを核融合した後、高温の炭素中心核を囲む殻に沿ってヘリウムを核融合し始める。その後、恒星は、他の赤色巨星段階と類似しているが、より高い光度を持つ漸近巨星分岐(AGB) と呼ばれる進化の道をたどる。より質量の大きい AGB 恒星は、中心核が縮退する前に、短期間の炭素核融合を経験することがある。AGB 段階では、中心核の不安定性により、恒星は熱パルスを受ける。これらの熱パルスでは、恒星の光度が変化し、恒星の大気から物質が放出され、最終的に惑星状星雲が形成される。この質量損失プロセスでは、恒星の質量の 50 ～ 70% が放出される可能性がある。AGB 恒星におけるエネルギー輸送は主に対流によるため、この放出された物質には中心核から掘り出された核融合生成物が豊富に含まれる。そのため、惑星状星雲には炭素や酸素などの元素が豊富に含まれる。最終的に、惑星状星雲は分散し、一般的な星間物質を豊かにします。[89]したがって、将来の世代の星は過去の星からの「星の物質」でできています。[90]
巨大な星々
ヘリウム燃焼期に、太陽の9倍以上の質量を持つ恒星は膨張して、まず青色超巨星、次に赤色超巨星を形成する。特に質量の大きい恒星（オリオン座のベルトの中心にある青色超巨星アルニラムのように太陽の40倍以上の質量を持つもの）[91]は、質量損失が大きいため赤色超巨星にはならない。[ 92]これらの恒星は、代わりに、強い対流と激しい質量損失、または外層の剥離によって表面に到達した水素よりも重い元素の輝線が支配的なスペクトルを特徴とするウォルフ・ライエ星に進化する可能性がある。[93]
大質量星の中心部でヘリウムが枯渇すると、中心部が収縮し、温度と圧力が上昇して炭素が融合する（炭素燃焼プロセスを参照）。このプロセスは継続し、ネオン（ネオン燃焼プロセスを参照）、酸素（酸素燃焼プロセスを参照）、シリコン（シリコン燃焼プロセスを参照）が次の段階の燃料となる。星の寿命の終わり近くになると、大質量星内の一連の玉ねぎ型の殻に沿って融合が続く。各殻は異なる元素を融合し、最外殻は水素を融合し、次の殻はヘリウムを融合するというように続く。[94]
最終段階は、大質量星が鉄を生成し始めるときに起こります。鉄の原子核は他のどの重い原子核よりも強く結合しているため、鉄を超える核融合ではエネルギーの純放出は発生しません。[95]
一部の大質量星、特に明るい青色変光星は非常に不安定で、超新星爆発の際には質量を宇宙空間に激しく放出し、その過程で著しく明るくなる。イータ・カリーナは、 19 世紀に大噴火と呼ばれる超新星爆発の際にはたらいたことで知られている。
崩壊
恒星の中心核が収縮するにつれて、その表面からの放射の強度が増し、ガスの外殻に 放射圧がかかるため、その層が押しのけられ、惑星状星雲が形成される。外層大気が放出された後に残ったものがおよそ 1.4 M ☉未満の場合、白色矮星と呼ばれる地球ほどの大きさの比較的小さな物体に収縮する。白色矮星には、さらなる重力による圧縮が起こるための質量がない。[96]白色矮星内の電子縮退物質はもはやプラズマではない。最終的に、白色矮星は非常に長い時間をかけて黒色矮星へと消えていく。 [97]
大質量星では、核融合は鉄の核が非常に大きくなり（1.4 M ☉以上）、もはや自身の質量を支えられなくなるまで続く 。この核は突然崩壊し、電子が陽子に追いやられ、電子捕獲と逆ベータ崩壊のバーストで中性子、ニュートリノ、ガンマ線が形成される。この突然の崩壊によって形成された衝撃波により、星の残りの部分が超新星爆発を起こす。超新星は非常に明るくなり、一時的に星の属する銀河全体を凌ぐ明るさになることがある。天の川銀河内で発生する超新星は、歴史的に肉眼で観測され、以前は存在しなかったと思われる「新しい星」として観測されてきた。[98]
超新星爆発は星の外層を吹き飛ばし、かに星雲のような残骸を残す。 [98]中心核は中性子星に圧縮され、パルサーやX線バースターとして現れることもある。最も大きな星の場合、残骸は4 M ☉を超えるブラックホールである。[99]中性子星では、物質は中性子縮退物質と呼ばれる状態にあり、よりエキゾチックな形の縮退物質であるQCD物質が中心核に存在している可能性がある。[100]
死にゆく恒星の外層から吹き飛ばされた重元素は、新しい恒星の形成時に再利用される可能性がある。これらの重元素は岩石惑星の形成を可能にする。超新星からの流出と大きな恒星の恒星風は、星間物質の形成に重要な役割を果たしている。[98]
連星
連星の進化は、同じ質量の単独の恒星の進化とは大きく異なる場合がある。例えば、恒星が膨張して赤色巨星になると、恒星の周囲にある物質が重力で束縛されているロッシュ・ローブから物質が溢れ出ることがある。連星系の恒星が十分近ければ、その物質の一部が他の恒星に溢れ出し、接触連星、共通外殻連星、激変星、青色はぐれ星、[101] Ia型超新星などの現象が生じる。質量移動は、アルゴルのパラドックスのようなケースにつながる。アルゴルのパラドックスとは、系内で最も進化した恒星が最も質量が小さい場合のことである。[102]
連星系や高次の恒星系の進化は、多くの恒星が連星系のメンバーであることが発見されているため、熱心に研究されている。太陽のような恒星の約半分、そしてさらに質量の大きい恒星のさらに高い割合は、複数の系で形成され、これは新星や超新星、特定のタイプの恒星の形成、および元素合成生成物による宇宙の濃縮などの現象に大きな影響を与える可能性がある。[103]
連星の進化が、高輝度青色変光星、ウォルフ・ライエ星、ある種の重力崩壊型超新星の祖先などの進化した大質量星の形成に及ぼす影響については、いまだ議論が続いている。単独の大質量星は、観測されるような種類や数の進化した星を形成するのに十分な速さで外層を放出できないか、観測されるような超新星として爆発する祖先を生成できない可能性がある。連星系における重力剥離による質量移動が、この問題の解決策であると考える天文学者もいる。[104] [105] [106]
分布
星は宇宙全体に均一に広がっているわけではなく、通常は星間ガスや塵とともに銀河にグループ化されています。天の川銀河のような典型的な大きな銀河には、数千億の星が含まれています。2兆個以上の星があります（10 12）の銀河がありますが、そのほとんどは天の川銀河の10％未満の質量です。[107]全体として、10 22と10 24個の星[108] [109]（地球上の砂粒の総数よりも多くの星）。 [110] [111] [112]ほとんどの星は銀河の中にありますが、大きな銀河団の星の光の10～50％は銀河の外の星から来ている可能性があります。[113] [114] [115]
多重星系は、重力で結びつき、互いの周りを回る2つ以上の恒星から構成される。最も単純で一般的な多重星系は連星だが、3つ以上の恒星からなる系も存在する。軌道の安定性のため、このような多重星系は階層的な連星系に編成されることが多い。[116]より大きなグループは星団と呼ばれる。これらは、数個の恒星のみからなる緩やかな恒星団から、数十から数千の恒星からなる散開星団、数十万の恒星からなる巨大な球状星団まで多岐にわたる。このような系は、ホスト銀河の周りを回っている。散開星団または球状星団の恒星はすべて同じ巨大分子雲から形成されたため、通常、すべてのメンバーの年齢と組成は類似している。[89]
多くの恒星が観測されており、そのほとんどまたはすべてが、もともと重力で束縛された多重星系で形成された可能性がある。これは特に、非常に質量の大きいO型およびB型の恒星に当てはまり、その80％は多重星系の一部であると考えられている。単独の恒星系の割合は恒星の質量が減少するにつれて増加するため、赤色矮星のわずか25％にのみ恒星の伴星があることが知られている。すべての恒星の85％が赤色矮星であるため、天の川銀河の恒星の3分の2以上は単独の赤色矮星である可能性が高い。[117] 2017年のペルセウス分子雲 の研究では、天文学者は新しく形成された恒星のほとんどが連星系であることを発見した。データを最もよく説明するモデルでは、すべての恒星は最初は連星として形成されたが、いくつかの連星は後に分裂して単独の恒星を残した。[118] [119]
太陽を除けば、地球に最も近い恒星はプロキシマ・ケンタウリで、42465光年（40兆1750億キロメートル）離れている。スペースシャトルの軌道速度である秒速8キロメートル（時速29,000キロメートル）で移動すると、到着するまでに約15万年かかる。[120]これは銀河系円盤における恒星の間隔の典型的な例である。[121]恒星は銀河系の中心[122]や球状星団[123]では互いにはるかに接近しているが、銀河ハロー[124]でははるかに離れている。
銀河核の外側の恒星間の距離が比較的大きいため、恒星同士の衝突はまれであると考えられている。球状星団の中心核や銀河中心などの密度の高い領域では、衝突はより一般的に起こる可能性がある。[125]このような衝突により、青色はぐれ星と呼ばれるものが発生することがある。これらの異常な恒星は表面温度が高く、そのため所属する星団の主系列の分岐点にある恒星よりも青い。標準的な恒星の進化では、青色はぐれ星はすでに主系列から進化しているため、星団では見られない。[126]
特徴
星に関するほぼすべては、明るさ、大きさ、進化、寿命、最終的な運命などの特性を含め、その初期の質量によって決まります。
年
ほとんどの星の年齢は10億年から100億年です。一部の星は、観測された宇宙の年齢である138億年に近いかもしれません。これまでに発見された最も古い星であるHD 140283、通称メトシェラ星は、推定144.6±0.8億歳の年齢です。[127]（値の不確実性により、この星の年齢は、プランク衛星によって13.799±0.021と測定された宇宙の年齢と矛盾しません）。[127] [128]
星の質量が大きいほど寿命は短くなります。主な理由は、質量の大きい星は中心核にかかる圧力が高く、水素をより速く燃焼させるためです。最も質量の大きい星の寿命は平均数百万年ですが、質量が最小の星（赤色矮星）は燃料を非常にゆっくりと燃焼させ、数百億年から数千億年も持続することがあります。[129] [130]
化学組成
現在の天の川銀河で星が形成されるとき、質量で測定すると、約71％の水素と27％のヘリウムで構成され、[132]より重い元素は少量含まれています。通常、重元素の割合は恒星の大気中の鉄含有量で測定されます。鉄は一般的な元素であり、その吸収線は比較的簡単に測定できるためです。より重い元素の割合は、恒星に惑星系がある可能性の指標となる可能性があります。[133]
2005年現在、[update]鉄含有量が最も少ない恒星は矮星HE1327-2326で、鉄含有量は太陽の20万分の1に過ぎない。 [134]対照的に、超金属豊富な恒星μレオニスは太陽のほぼ2倍の鉄含有量を持ち、惑星を持つ恒星14ヘルクレス座はほぼ3倍の鉄含有量を持つ。[135]化学的に特異な恒星は、スペクトル中に特定の元素、特にクロムと希土類元素の異常な豊富さを示す。[136]太陽を含む、より低温の外層大気を持つ恒星は、さまざまな二原子分子と多原子分子を形成することができる。[137]
直径
太陽以外のすべての恒星は地球から遠く離れているため、肉眼では地球の大気の影響できらめく夜空の光点のように見えます。太陽は地球に十分近いため、円盤のように見え、昼間の光を提供します。太陽以外で見かけの大きさが最も大きい恒星はかじき座R星で、角直径はわずか0.057秒角です。[138]
ほとんどの恒星の円盤は、現在の地上の光学望遠鏡では観測できないほど角サイズが小さいため、これらの天体の画像を生成するには干渉計望遠鏡が必要となる。恒星の角サイズを測定する別の手法は、掩蔽である。月によって掩蔽されたときの恒星の明るさの低下（または再び現れたときの明るさの上昇）を正確に測定することで、恒星の角直径を計算することができる。[139]
恒星の大きさは、直径20～40kmの中性子星から、オリオン座のベテルギウスのような直径が太陽の約640倍で密度がはるかに低い超巨星まで多岐にわたります[140]。[141]
運動学
太陽に対する恒星の運動は、恒星の起源や年齢、周囲の銀河の構造や進化についての有用な情報を提供することができる。[143]恒星の運動の要素は、太陽に向かうまたは太陽から遠ざかる視線速度と、固有運動と呼ばれる横方向の角運動から構成される。 [144]
視線速度は星のスペクトル線のドップラー効果によって測定され、km/ sの単位で表されます。星の固有運動、つまり視差は、正確な天文測定によって、1 年あたりのミリ秒(mas) 単位で決定されます。星の視差と距離がわかれば、固有運動速度を計算できます。視線速度と合わせて、総速度を計算できます。固有運動速度の速い星は、太陽に比較的近いため、視差測定に適しています。[145]
両方の運動速度がわかれば、太陽や銀河に対する恒星の相対的な空間速度を計算できる。近傍の恒星では、若い種族Iの恒星は、より古い種族IIの恒星よりも一般に速度が低いことがわかっている。後者は銀河面に対して傾斜した楕円軌道を描いている。 [146]近傍の恒星の運動学を比較することで、天文学者はそれらの起源を巨大分子雲の共通点までたどることができ、これを恒星連星と呼んでいる。[147]
磁場
恒星の磁場は、対流循環が発生する内部領域内で生成される。この導電性プラズマの動きは、ダイナモのように機能し、電荷の動きが機械的ダイナモと同様に磁場を誘導する。これらの磁場は、星全体および星を超えて広範囲に及ぶ。磁場の強さは、星の質量と組成によって異なり、磁気表面活動の量は星の自転速度に依存する。この表面活動により、強い磁場と通常よりも低い表面温度の領域である星黒点が発生する。コロナループは、星の表面から星の外部大気であるコロナに向かって上昇する、アーチ状の磁場フラックスラインである。コロナループは、その長さに沿って伝導するプラズマによって見ることができる。恒星フレアは、同じ磁気活動によって放出される高エネルギー粒子のバーストである。[148]
若く、急速に自転する恒星は、磁場の影響で表面活動が活発になる傾向がある。磁場は恒星の恒星風に作用し、時間の経過とともに徐々に自転速度を遅くするブレーキとして機能する。そのため、太陽のような古い恒星は自転速度がはるかに遅く、表面活動も低くなる。自転速度が遅い恒星の活動レベルは周期的に変化する傾向があり、一定期間完全に停止することもある。[149]たとえば、マウンダー極小期には、太陽は70年間にわたって黒点活動がほとんど見られなかった。[150]
質量
恒星の質量は、太陽質量の半分未満から200倍を超えるものまであります（最も質量の大きい恒星の一覧を参照）。最も質量の大きい恒星の1つはイータカリーナ[151]で、太陽の100～150倍の質量を持ち、寿命はわずか数百万年です。最も質量の大きい散開星団の研究では、 現在の宇宙の時代の恒星の大まかな上限は150 M ☉であると示唆されています。 [152]これは、降着するガス雲への放射圧の増加による、形成中の恒星の質量の理論的限界の経験的値を表しています。大マゼラン雲のR136星団のいくつかの恒星は、より大きな質量で測定されていますが[153] 、それらは、大質量星形成の150 M ☉の制限を回避し、近接した連星系における大質量星の衝突と合体によって生成された可能性があることが判明しました 。[154]
ビッグバン後に形成された最初の星は、 リチウムより重い元素が全く含まれていなかったため、最大300 M ☉と大きかった可能性がある。 [155]この世代の超大質量種族III星は、宇宙のごく初期に存在していた可能性が高く（つまり、高い赤方偏移を持つことが観測されている）、後の惑星や生命の形成に必要な水素より重い化学元素の生成を開始した可能性がある。2015年6月、天文学者は、 z = 6.60のコスモス赤方偏移7銀河に種族III星の証拠を報告した。[156] [157]
2MASS J0523-1403 は木星の 80 倍 ( M J )の質量しか持たず、中心部で核融合反応を起こしている最小の恒星として知られている。[158]太陽と同程度の金属量を持つ恒星の場合、中心部で核融合反応を起こすことができる理論上の最小質量は約 75 M Jと推定されている。[159] [160]金属量が非常に低い場合、最小の恒星サイズは太陽質量の約 8.3%、つまり約 87 M Jであると思われる。[160] [161]褐色矮星と呼ばれるより小さな天体は、恒星と巨大ガス惑星の間の定義があいまいなグレーゾーンを占めている。[159] [160]
星の半径と質量の組み合わせによって表面重力が決まる。巨星の表面重力は主系列星よりもはるかに低いが、白色矮星のような縮退したコンパクトな星の場合はその逆である。表面重力は星のスペクトルの見え方に影響を与え、重力が高いと吸収線が広がる。[35]
回転
恒星の自転速度は分光測定によって決定できるが、より正確には恒星の黒点を追跡することで決定できる。若い恒星は赤道で100 km/s以上の自転速度を持つことがある。例えば、Bクラスの恒星アケルナルは赤道速度が約225 km/s以上であるため、赤道が外側に膨らみ、赤道直径が両極間よりも50%以上大きくなっている。この自転速度は、恒星が分裂する速度である臨界速度300 km/sをわずかに下回る。[162]対照的に、太陽は緯度に応じて25～35日で自転し、[163]赤道速度は1.93 km/sである。[164]主系列星の磁場と恒星風は、主系列で進化するにつれて、その自転を大幅に遅くする役割を果たす。[165]
縮退した恒星はコンパクトな質量に収縮しており、その結果、自転速度が速い。しかし、角運動量保存則（回転体がサイズの収縮を補うために自転速度を上げる傾向）から予想されるものと比較すると、自転速度は比較的低い。恒星の角運動量の大部分は、恒星風による質量損失の結果として散逸する。[166]それにもかかわらず、パルサーの自転速度は非常に速い場合がある。例えば、かに星雲の中心にあるパルサーは、1秒間に30回自転する。 [167]パルサーの自転速度は、放射線の放出により徐々に遅くなる。[168]
温度
主系列星の表面温度は、中心核のエネルギー生産率と半径によって決まり、星の色指数から推定されることが多い。[169]温度は通常、有効温度で表され、これは、中心核と同じ光度でエネルギーを放射する理想的な黒体の温度である。有効温度は表面のみを表し、中心核に向かって温度が上昇する。[170]星の中心核領域の温度は数百万ケルビンである。[171]
恒星の温度は様々な元素のイオン化率を決定し、スペクトルに特徴的な吸収線をもたらします。恒星の表面温度は、視覚的な絶対等級と吸収特性とともに、恒星の分類に使用されます（下記の分類を参照）。[35]
質量の大きい主系列星の表面温度は50,000 Kに達することもあります。太陽のような小さな星の表面温度は数千 Kです。赤色巨星の表面温度は約3,600 Kと比較的低いですが、外表面積が大きいため、明るさは高くなります。[172]
放射線
星が作り出すエネルギーは核融合反応の産物で、電磁放射線と粒子放射線の両方として宇宙に放射される。星から放出される粒子放射線は恒星風として現れ、[173]電荷を帯びた陽子、アルファ粒子、ベータ粒子として外層から流れ出る。質量がほぼゼロのニュートリノの安定した流れが星の中心核から直接放出される。[174]
星が明るく輝くのは、中心核でエネルギーが生成されるからである。2つ以上の原子核が融合して新しい重い元素の原子核が形成されるたびに、核融合生成物からガンマ線 光子が放出される。このエネルギーは、星の外層に到達するまでに、可視光などのより低い周波数の他の形態の電磁エネルギーに変換される。 [175]
星の色は、可視光の最も強い周波数によって決まり、光球を含む星の外層の温度によって決まります。[176]可視光の他に、星は人間の目には見えない形の電磁放射を放射します。実際、星の電磁放射は、電波の最長波長から赤外線、可視光、紫外線、そして最短のX線やガンマ線まで、電磁スペクトル全体に及びます。星から放射される総エネルギーの観点からは、星の電磁放射のすべての成分が重要であるわけではありませんが、すべての周波数から星の物理的性質について知ることができます。[174]
天文学者は恒星のスペクトルを使って、恒星の表面温度、表面重力、金属量、自転速度を判定できる。視差を測定するなどして恒星までの距離がわかれば、恒星の明るさを導き出すことができる。その後、恒星モデルに基づいて質量、半径、表面重力、自転周期を推定できる。（連星系の恒星の質量は、軌道速度と距離を測定することで計算できる。重力マイクロレンズ効果は、単一の恒星の質量を測定するために使用されている。[177]）これらのパラメータを使って、天文学者は恒星の年齢を推定できる。[178]
明るさ
恒星の光度は、単位時間あたりに放射する光やその他の放射エネルギーの量です。単位は電力です。恒星の光度は、その半径と表面温度によって決まります。多くの恒星は、表面全体に均一に放射するわけではありません。たとえば、高速で回転する恒星ベガは、極のエネルギー流束（単位面積あたりの電力）が赤道よりも高くなっています。[179]
恒星の表面には、平均よりも温度と明るさが低い斑点が見られる。太陽のような小さな矮星は、一般的に、小さな黒点のみがある、本質的に特徴のない円盤を持っている。巨星は、はるかに大きく、より目立つ黒点を持ち、[ 180]強い恒星周辺減光を示す。つまり、恒星円盤の端に向かって明るさが減少する。[181] UV Cetiのような赤色矮星フレア星は、顕著な黒点の特徴を持つことがある。[182]
マグニチュード
恒星の見かけの明るさは、見かけの等級で表されます。これは、恒星の光度、地球からの距離、星間塵やガスの減光効果、そして地球の大気圏を通過する際の恒星の光の変化によって決まります。固有等級または絶対等級は、恒星の光度に直接関係しており、地球と恒星の距離が10パーセク（32.6光年）の場合の恒星の見かけの等級です。[183]
見かけの等級と絶対等級はどちらも対数単位です。等級の整数差は、明るさの変化の約2.5倍に相当します[185]（ 100の5乗根、つまり約2.512）。つまり、1等星（+1.00）は2等星（+2.00）の約2.5倍明るく、6等星（+6.00）の約100倍明るいということです。良好な視界で肉眼で見える最も暗い星は、約+6等級です。[186]
見かけの等級と絶対等級の両方のスケールで、等級の数字が小さいほど星は明るく、等級の数字が大きいほど星は暗くなります。どちらのスケールでも、最も明るい星は負の等級を持ちます。2 つの星の明るさの差 (Δ L ) は、明るい星の等級 ( m b ) から暗い星の等級 ( m f ) を引いて計算し、その差を底数 2.512 の指数として使用します。つまり、次のようになります。
星の絶対等級（M）と見かけの等級（m）は、明るさと地球からの距離の両方に対して等しくありません。[185]例えば、明るい星シリウスの見かけの等級は-1.44ですが、絶対等級は+1.41です。
太陽の見かけの等級は−26.7だが、絶対等級は+4.83に過ぎない。地球から見て夜空で最も明るい星であるシリウスは太陽の約23倍の明るさがあり、夜空で2番目に明るい星であるカノープスは絶対等級が−5.53で、太陽の約14,000倍の明るさがある。カノープスはシリウスよりもはるかに明るいにもかかわらず、後者の星の方が明るく見える。これは、シリウスが地球からわずか8.6光年であるのに対し、カノープスは310光年とはるかに遠いためである。[187]
最も明るい既知の恒星の絶対等級はおよそ-12で、太陽の明るさの600万倍に相当する。[188]理論的には、最も明るい恒星は、核内で水素の核融合をサポートできる質量の下限にある。この限界よりわずかに上の恒星は、NGC 6397星団で発見されている。この星団で最も暗い赤色矮星は絶対等級15で、絶対等級17の白色矮星も発見されている。[189] [190]
分類
現在の恒星の分類システムは、20世紀初頭に水素線の強度に基づいて星がAからQに分類されたことに由来する。[192]水素線の強度は温度の単純な線形関数であると考えられていた。しかし、実際はもっと複雑で、温度が上昇するにつれて強くなり、9000 K付近でピークに達し、それ以上の温度では低下した。その後、分類は温度によって再整理され、現代の分類体系はそれに基づいている。[193]
恒星はスペクトルに応じて一文字の分類が与えられ、非常に高温のO型から、大気中に分子が形成されるほど低温のM 型までがある。主な分類は表面温度の降順で、 O、B、A、F、G、K、Mである。さまざまな珍しいスペクトル型には特別な分類が与えられている。最も一般的なのはL型とT型で、最も低温の低質量星と褐色矮星を分類する。各文字には 10 の細分があり、温度の降順で 0 から 9 までの番号が付けられている。ただし、このシステムは極端に高温になると破綻し、O0型とO1型は存在しない可能性がある。[194]
さらに、恒星はスペクトル線に見られる光度効果によって分類される。この効果は恒星の空間的大きさに対応し、表面重力によって決定される。これらは0 (極超巨星)からIII (巨星)、V (主系列矮星) までの範囲である。一部の研究者はVII (白色矮星)を加える。主系列の恒星は、絶対等級とスペクトル型に従ってグラフ化すると、狭い対角線状の帯に沿って並ぶ。[194]太陽は、中間温度と通常サイズの主系列G2V黄色矮星である。 [195]
スペクトルの特殊な特徴を示すために、スペクトル型の末尾に小文字を追加した追加の命名法があります。たとえば、「e」は輝線の存在を示し、「m」は異常に強い金属レベルを表し、「var」はスペクトル型の変動を意味します。[194]
白色矮星にはDという文字で始まる独自のクラスがある。これはさらに、スペクトルに見られる顕著な線の種類に応じて、 DA、DB、DC、DO、DZ、DQのクラスに細分化される。その後に温度を示す数値が続く。[196]
変光星
変光星は、固有または外在的な特性により、明るさが周期的またはランダムに変化します。固有変光星のうち、主なタイプは 3 つの主要なグループに分けられます。
恒星進化の過程で、いくつかの恒星は脈動変光星になる段階を経る。脈動変光星は時間の経過とともに半径と明るさが変化し、星の大きさに応じて数分から数年にわたる周期で拡大したり収縮したりする。このカテゴリには、セファイド星とセファイドのような星、ミラなどの長周期変光星が含まれる。[197]
爆発的変光星は、フレアや質量放出現象によって突然光度が増加する星である。[197]このグループには、原始星、ウォルフ・ライエ星、フレア星、巨星、超巨星が含まれる。
激変変星または爆発変光星は、その性質が劇的に変化する星です。このグループには、新星と超新星が含まれます。近くの白色矮星を含む連星系は、新星やタイプ 1a 超新星など、これらの壮大な恒星爆発の特定のタイプを生成することができます。[88]爆発は、白色矮星が伴星から水素を吸収し、水素が融合するまで質量を蓄積することで発生します。[198]一部の新星は反復的で、中程度の振幅の定期的な爆発を起こします。[197]
恒星の明るさは、食連星や極端な黒点を生み出す自転星などの外的要因によって変化することがある。[197]食連星の代表的な例としてはアルゴルがあり、2.87日周期で等級が2.1から3.4まで定期的に変化する。[199]
構造
安定した恒星の内部は静水圧平衡状態にあり、小さな体積にかかる力はほぼ完全に釣り合っています。釣り合っている力は、内向きの重力と恒星内部の圧力勾配による外向きの力です。圧力勾配はプラズマの温度勾配によって決まり、恒星の外側の部分は中心核よりも低温です。主系列または巨星の中心核の温度は少なくとも次のオーダーです。10 7 K。主系列星の水素燃焼核の温度と圧力は、核融合が起こるのに十分であり、星のさらなる崩壊を防ぐのに十分なエネルギーを生成するのに十分である。[200] [201]
原子核が核内で融合すると、ガンマ線の形でエネルギーが放出される。これらの光子は周囲のプラズマと相互作用し、核の熱エネルギーを増加させる。主系列の恒星は水素をヘリウムに変換し、核内のヘリウムの割合がゆっくりと着実に増加する。最終的にヘリウム含有量が優勢になり、核でのエネルギー生産は停止する。代わりに、0.4 M ☉を超える恒星では、縮退したヘリウム核の周りのゆっくりと膨張する殻で核融合が発生する。[202]
安定した恒星の内部は、静水圧平衡に加えて、熱平衡のエネルギーバランスを維持します。内部全体に放射状の温度勾配があり、その結果、エネルギーの流れが外部に向かって流れます。恒星内のどの層から出て行くエネルギーの流れも、下から入ってくるエネルギーの流れと正確に一致します。[203]
放射帯は恒星内部の領域であり、対流熱伝達は効率が悪いため、外向きのエネルギー流は放射熱伝達に依存する。この領域ではプラズマは乱されず、質量運動は消滅する。そうでない場合はプラズマが不安定になり、対流が発生して対流帯が形成される。これは、例えば、コア付近などの非常に高いエネルギー流が発生する領域や、外層のような不透明度が高い領域（放射熱伝達が効率が悪い）で発生する可能性がある。 [201]
主系列星の外層における対流の発生は、星の質量に依存する。太陽の数倍の質量を持つ星は、内部の奥深くに対流層を持ち、外層に放射層を持つ。太陽のようなより小さな星は正反対で、対流層は外層に位置する。[204] 0.4 M ☉未満の赤色矮星は、 全体に対流があり、ヘリウム核の蓄積を防いでいる。[85]ほとんどの星では、星の年齢や内部の構成が変化するにつれて、対流層は時間とともに変化する。[201]
光球とは、観測者に見える恒星の部分である。これは恒星のプラズマが光子に対して透明になる層である。ここから、中心核で発生したエネルギーは宇宙に自由に伝播する。平均温度よりも低い太陽黒点が現れるのはこの光球内である。 [205]
光球より上は恒星の大気である。太陽のような主系列星では、大気の最下層、すなわち光球のすぐ上に薄い彩層領域があり、ここでスピキュールが現れ、恒星フレアが始まる。この上は遷移領域で、わずか100 km (62 mi) の距離内で温度が急激に上昇する。この先にはコロナがあり、これは数百万 km に及ぶこともある過熱プラズマの塊である。[206]コロナの存在は、恒星の外層の対流層に依存しているようである。[204]コロナは高温であるにもかかわらず、ガス密度が低いためほとんど光を放射しない。[207]太陽のコロナ領域は通常、日食のときのみ見える。
コロナからはプラズマ粒子の恒星風が恒星から外側に広がり、星間物質と相互作用します。太陽の場合、太陽風の影響は太陽圏と呼ばれる泡状の領域全体に広がります。[208]
核融合反応経路
原子核が融合すると、融合生成物の質量は元の部分の質量よりも小さくなります。この失われた質量は、質量エネルギー等価関係に従って電磁エネルギーに変換されます。[209]恒星の中心部では、質量と組成に応じてさまざまな核融合反応が起こります。
水素の核融合プロセスは温度に敏感なので、中心核の温度が適度に上昇すると、核融合速度が大幅に上昇します。その結果、主系列星の中心核の温度は、小さなM型星の400万ケルビンから、大質量のO型星の4000万ケルビンまでしか変化しません。[171]
1600万ケルビンの中心核を持つ太陽では、陽子-陽子連鎖反応により水素が融合してヘリウムが形成される。[210]
- 4 1 H → 2 2 H + 2 e + + 2 ν e (2 x 0.4 M eV )
- 2 e + + 2 e − → 2 γ (2 x 1.0 MeV)
- 2 1 H + 2 2 H → 2 3 He + 2 γ (2 x 5.5 MeV)
- 2 3 He → 4 He + 2 1 H (12.9 MeV)
他にもいくつかの経路があり、3 He と4 He が結合して7 Be を形成し、最終的に (別の陽子が加わって) 2 つの4 He が生成され、1 つ増加します。
これらすべての反応は、全体的な反応をもたらします。
- 4 1 H → 4 He + 2γ + 2ν e (26.7 MeV)
ここで、γ はガンマ線光子、ν eはニュートリノ、H と He はそれぞれ水素とヘリウムの同位体です。この反応によって放出されるエネルギーは、数百万電子ボルト単位です。個々の反応ではわずかなエネルギーしか生成されませんが、膨大な数の反応が絶えず発生するため、星の放射線出力を維持するのに必要なすべてのエネルギーが生成されます。比較すると、2 つの水素ガス分子と 1 つの酸素ガス分子の燃焼では、わずか 5.7 eV しか放出されません。
より質量の大きい恒星では、炭素-窒素-酸素サイクルと呼ばれる炭素触媒反応のサイクルでヘリウムが生成されます。[210]
中心核の温度が1億ケルビンで質量が0.5～10 M☉の進化した恒星では、中間元素であるベリリウムを使ったトリプルアルファ反応でヘリウムが炭素に変換される。[210]
全体的な反応としては、
- 3 4ヘリウム → 12 C + γ + 7.2 MeV
In massive stars, heavier elements can be burned in a contracting core through the neon-burning process and oxygen-burning process. The final stage in the stellar nucleosynthesis process is the silicon-burning process that results in the production of the stable isotope iron-56.[210] Any further fusion would be an endothermic process that consumes energy, and so further energy can only be produced through gravitational collapse.
See also
- Fusor (astronomy)
- List of proper names of stars
- Outline of astronomy
- Sidereal time
- Star clocks
- Star count
- Stars in fiction
References
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