恒星核

恒星の核は、恒星の中心にある極めて高温で高密度の領域です。通常の主系列星の場合、核領域は、温度と圧力の条件により、水素からヘリウムへの熱核融合によるエネルギー生産が可能な体積です。このエネルギーは、内側に押し込まれる恒星の質量と釣り合いを取ります。このプロセスにより、熱平衡と静水圧平衡の条件が自己維持されます。恒星の水素核融合に必要な最低温度は10 ⁷ Kを超えます( 10  MK ）、太陽の中心部の密度は100  g/cm ³。中心核は恒星外殻に囲まれており、中心核から恒星大気へとエネルギーを輸送し、そこから宇宙空間へと放射されます。^[1]

主系列星は、中心領域に主要なエネルギー生成機構があることで区別され、熱核融合によって4つの水素原子核が結合して1つのヘリウム原子を形成する。太陽はこのクラスの星の例である。太陽の質量を持つ星が形成されると、中心領域は約1億（108 ^） [ ^{2] [検証が必要]}年後に熱平衡に達し、放射性になる。^{[3]これは、生成されたエネルギーが}対流という形での質量輸送ではなく、放射と伝導によって中心から外に輸送されることを意味します。この球状の放射領域の上には、外層大気の真下に小さな対流領域があります。

恒星質量が小さいほど、外殻対流殻が外殻に占める割合は大きくなり、質量が約0.35  M _☉ (太陽の質量の35%) 以下 (失敗した恒星を含む) では、中心核領域を含む恒星全体が対流している。^[4]これらの非常に低質量の星 (VLMS) は、M 型主系列星、または赤色矮星の後期範囲を占めています。VLMS は、天の川銀河の主星成分を形成し、全質量の 70% 以上を占めています。VLMS 範囲の低質量端は約 100 万光年に達します。0.075  M _☉で、これ以下では通常の（重水素でない）水素の核融合は起こらず、その天体は褐色矮星と指定されます。VLMSの中心核領域の温度は質量の減少とともに低下し、密度は増加します。0.1  M _☉、中心温度は約5 MKの密度は約500 g cm ⁻³。温度範囲の下限でも、コア領域の水素とヘリウムは完全にイオン化されています。^[4]

約 1.2  M _☉未満では、恒星コアでのエネルギー生成は主に陽子-陽子連鎖反応によって行われ、このプロセスでは水素のみが必要です。この質量を超える恒星では、エネルギー生成はCNO サイクル、つまり炭素、窒素、酸素の中間原子を使用する水素融合プロセスによるものが増えています。太陽では、正味エネルギーのわずか 1.5% が CNO サイクルから得られます。コア温度が 18 MK に達する 1.5  M _☉の恒星では、エネルギー生成の半分は CNO サイクルから、残りの半分は pp 連鎖から得られます。^{[5] CNO プロセスは pp 連鎖よりも温度に敏感で、エネルギー生成のほとんどは恒星の中心部近くで発生します。その結果、より強い熱勾配が生じ、対流不安定性が生じます。したがって、約 1.2} M _☉を超える恒星では、コア領域は対流します 。^[6]

あらゆる質量の恒星において、中心核の水素が消費されると、圧力平衡を維持するために温度が上昇します。その結果、エネルギー生成率が上昇し、恒星の明るさが増加します。中心核の水素融合段階の寿命は恒星の質量が増加するにつれて短くなります。太陽の質量を持つ恒星の場合、この期間は約100億年です。5  M _☉寿命は6500万年ですが、25  M _☉中心核の水素融合期間はわずか600万年です。^[7]最も長寿命の恒星は完全に対流する赤色矮星で、数千億年以上主系列に留まることができます。^[8]

恒星が中心核の水素をすべてヘリウムに変換すると、中心核はもはや自らを支えることができなくなり、崩壊し始める。中心核は加熱され、中心核の外側の殻にある水素が核融合を始めるのに十分な熱さになる。中心核は崩壊を続け、恒星の外層は膨張する。この段階で、恒星は準巨星となる。質量が非常に小さい恒星は完全に対流するため、準巨星になることはない。^[9]

質量が約0.4  M _☉から1  M _☉の恒星は、主系列上に小さな非対流核を持ち、亜巨星枝上に厚い水素殻を発達させる。これらの恒星は亜巨星枝上で数十億年を過ごし、ヘリウム核の質量は水素殻の融合によりゆっくりと増加する。最終的に核は縮退し、核圧の主な源は電子縮退圧となり、恒星は赤色巨星枝上に膨張する。^[9]

より質量の大きい恒星は、主系列にある間に少なくとも部分的に対流する核を持ち、対流領域全体に水素を使い果たす前に、またおそらくは対流オーバーシュートによりより広い領域で、比較的大きなヘリウム核を発達させる。核融合が止まると、核は収縮し始め、核は非常に大きくなるため、数百万年にわたって重力エネルギーによって星の温度と明るさが実際に上昇し、その後、水素殻を点火できるほど熱くなる。水素が殻内で融合し始めると、星は冷え、準巨星とみなされる。星の核がもはや融合していないが、その温度が周囲の殻の融合によって維持されている場合、シェーンベルク・チャンドラセカール限界と呼ばれる最大質量がある。質量がその限界を超えると、核は収縮し、星の外層が急速に膨張して赤色巨星になる。質量が約2M☉までの恒星では 、この現象は恒星が準巨星になってからわずか数百万年後に発生します。質量が2M☉を超える恒星は、 _主系列を離れる前にシェーンベルク・チャンドラセカール限界を超える核を持ちます。^[9]

少なくとも低質量の恒星の中心部に水素が供給されれば、0.25  M _☉ ^{[8] の}水素が枯渇すると、主系列を離れ、ヘルツシュプルング・ラッセル図の赤色巨星枝に沿って進化します。約 1.2 M _☉までの進化中の恒星は 、水素が不活性ヘリウム核の周りの殻とともに pp 連鎖を通って融合し、準巨星枝に沿って進むまで、核が収縮します。このプロセスにより、ヘリウム核の質量が着実に増加し、水素融合殻の温度が上昇して、CNO サイクルでエネルギーを生成できるようになります。CNO プロセスの温度感受性により、この水素融合殻は以前よりも薄くなります。CNO プロセスで核の水素を消費した 1.2  M _☉を超える非核対流星は、核が収縮し、直接巨星段階に進化します。ヘリウム核の質量と密度が増加すると、星は赤色巨星枝に沿って進化するにつれてサイズと明るさが増加します。^[10]

質量範囲の星の場合0.4～1.5  M _☉では、ヘリウムが核融合を始めるのに十分高温になる前にヘリウム核は縮退する。核の縮退ヘリウムの密度が十分に高くなると（約10 ⁷  g cm ⁻³で温度は約10 ⁹  K − で「ヘリウムフラッシュ」と呼ばれる核爆発を起こす。この現象は星の外では観測されない。放出されたエネルギーはすべて、コアを電子縮退から通常のガス状態に持ち上げるために使われるからである。ヘリウム融合コアは膨張し、密度は約10 ³ − 10 ⁴ g cm ⁻³に減少し、一方恒星の外層は収縮する。星は水平枝上にあり、光球は有効温度の上昇と相まって明るさの急激な減少を示す。^[11]

核対流のあるより質量の大きい主系列星では、核融合によって生成されたヘリウムは対流域全体に混ざり合う。核の水素が消費されると、対流領域全体で効果的に枯渇する。この時点で、ヘリウム核は収縮し始め、周囲の殻とともに水素の核融合が始まり、不活性核に着実にヘリウムが追加される。[ ^7]2.25  M☉_では、ヘリウムの核融合が始まる前にコアが縮退することはありません。^[12]そのため、星が老化するにつれて、コアは収縮と加熱を続け、中心でトリプルアルファプロセスが維持され、ヘリウムが炭素に融合します。ただし、この段階で生成されるエネルギーの大部分は、水素融合殻から引き続き供給されます。^[7]

10 M☉以上の恒星では 、_{主系列が終了するとすぐに中心核での}ヘリウム核融合が始まります。ヘリウム核の周りには、薄いCNOサイクルの内殻と外側のppチェーン殻の2つの水素核融合殻が形成されます。^[13]

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