恒星進化

恒星が中心部の水素を使い果たすと、主系列星を離れ、中心部の外側の殻で水素の核融合が始まります。殻がヘリウムを生成するにつれて、中心部の質量が増加します。ヘリウム中心部の質量にもよりますが、これは数百万年から10億～20億年続き、恒星は主系列星の状態と同等かやや低い光度で膨張し、冷却していきます。最終的には、太陽質量程度の恒星では中心部が縮退するか、より質量の大きい恒星では外層が十分に冷えて不透明になります。これらの変化のいずれかによって水素殻の温度が上昇し、恒星の光度が増加し、その時点で恒星は赤色巨星分枝へと膨張します。^{[ 13 ]}

恒星の膨張する外層は対流しており、物質は核融合領域付近から恒星表面まで乱流によって混合される。質量が最も小さい恒星を除いて、核融合物質はそれまで恒星内部の奥深くに留まっていたため、対流する外層によって核融合生成物が初めて恒星表面に現れる。この進化段階では、結果は微妙であり、最も大きな影響である水素とヘリウムの同位体の変化は観測できない。CNOサイクルの影響は、最初のドレッジアップの際に表面に現れ、12C/13C比の低下^と炭素^と窒素の比率の変化として現れる。これらは分光法で検出可能であり、多くの進化段階の恒星で測定されている。

赤色巨星分枝では、ヘリウム核が成長​​し続けます。もはや熱平衡状態にはなく、縮退しているか、シェーンベルク・チャンドラセカール限界を超えているため、温度が上昇し、水素殻での核融合速度が増加します。星は赤色巨星分枝の先端に向かって光度が増します。縮退したヘリウム核を持つ赤色巨星分枝の星はすべて、非常に似た核質量と光度で先端に到達しますが、質量の大きい赤色巨星は、その時点より前にヘリウム核融合を開始できるほど高温になります。

0.6～2.0太陽質量範囲の恒星のヘリウム核は、主に電子縮退圧によって支えられており、ヘリウム核融合は数日かけてヘリウムフラッシュとして点火する。より質量の大きい恒星の非縮退核では、ヘリウム核融合の点火は比較的ゆっくりと起こり、フラッシュは起こらない。^{[ 14 ]}ヘリウムフラッシュ中に放出される核エネルギーは非常に大きく、数日間は太陽の光度の^10⁸倍^{[ 13 ]}、数秒間は太陽の光度の^{10¹¹倍（おおよそ}天の川銀河の光度）である。^{[ 15 ]}しかし、このエネルギーは、最初に縮退した核の熱膨張によって消費されるため、恒星の外部からは観測できない。^{[ 13 ] [ 15 ] [ 16 ]}中心核の膨張により、上層の水素核融合が遅くなり、総エネルギー生成が減少します。星は収縮しますが、主系列星には至らず、ヘルツシュプルング・ラッセル図の水平分枝に移動し、半径が徐々に縮小し、表面温度が上昇します。

コアヘリウムフラッシュ星は水平分枝の赤い端まで進化しますが、縮退した炭素-酸素コアを獲得してヘリウム殻燃焼を開始する前に、より高温に移動することはありません。これらの星は、星団の色等級図で赤い星の塊として観測されることが多く、赤色巨星よりも高温で光度が低くなっています。ヘリウムコアが大きい大質量星は水平分枝に沿ってより高温に移動し、一部は黄色の不安定帯で不安定な脈動星（RR Lyrae型変光星）になりますが、一部はさらに高温になり、水平分枝に青い尾または青いフックを形成することがあります。水平分枝の形態は、金属量、年齢、ヘリウム含有量などのパラメータに依存しますが、正確な詳細はまだモデル化されています。^{[ 17 ]}

星が中心部のヘリウムを消費した後、炭素と酸素の高温の中心部の周りの殻で水素とヘリウムの核融合が続きます。星はヘルツシュプルング・ラッセル図の漸近巨星分枝をたどり、元の赤色巨星の進化と並行しますが、エネルギー生成はさらに速く（ただし、その期間は短くなります）。^{[ 18 ]} ヘリウムは殻で燃焼していますが、エネルギーの大部分は星の中心部からさらに離れた殻での水素燃焼によって生成されます。これらの水素燃焼殻からのヘリウムは星の中心に向かって落下し、周期的にヘリウム殻からのエネルギー出力が劇的に増加します。これは熱パルスとして知られており、漸近巨星分枝段階の終わりに、場合によっては漸近巨星分枝後の段階にまで発生します。質量と組成によっては、熱パルスは数回から数百回発生する可能性があります。

漸近巨星分枝の上昇過程には、深い対流層が形成され、中心核から炭素を表面に運ぶ段階がある。これは第2のドレッジアップとして知られており、一部の星では第3のドレッジアップが起こることもある。このようにして炭素星が形成される。炭素星は非常に低温で強く赤化しており、スペクトルに強い炭素線を示す。ホットボトムバーニングと呼ばれる過程により、炭素が表面にドレッジアップされる前に酸素と窒素に変換される場合があり、これらの過程の相互作用によって、特定の星団における炭素星の観測される光度とスペクトルが決まる。^{[ 19 ]}

漸近巨星分枝星のもう一つのよく知られた種類はミラ型変光星で、数十日から数百日の明確な周期で脈動し、振幅は最大で約10等級にも達します（可視光では、全光度の変化ははるかに小さいです）。質量が大きい星ほど光度が増し、脈動周期が長くなるため、質量損失が大きくなり、可視光波長では星が著しく遮蔽されます。これらの星はOH/IR星として観測され、赤外線で脈動し、OHメーザー活動を示します。これらの星は炭素星とは対照的に明らかに酸素に富んでいますが、どちらもドレッジアップによって生成されたに違いありません。

これらの中距離星は最終的に漸近巨星分枝の先端に達し、シェル燃焼に必要な燃料が尽きます。質量が十分ではないため、本格的な炭素核融合を開始できず、再び収縮し、漸近巨星分枝後の超風期を経て、極めて高温の中心星を持つ惑星状星雲を形成します。中心星はその後、白色矮星へと冷却されます。放出されたガスは、星内部で生成された重元素が比較的豊富で、星の種類によっては酸素や炭素が特に豊富になる場合があります。ガスは星周エンベロープと呼ばれる膨張するシェルに蓄積され、星から遠ざかるにつれて冷却され、塵粒子や分子が形成されます。中心星からの高赤外線エネルギー入力により、これらの星周エンベロープにはメーザー励起に理想的な条件が形成されます。

漸近巨星分枝後の進化が始まると、熱パルスが発生し、生まれ変わった漸近巨星分枝星として知られる、さまざまな珍しい、よく理解されていない星が生成される可能性がある。^{[ 20 ]}これらは、極端な水平分枝星（準矮星B型星）、水素欠乏の漸近巨星分枝後星、変光惑星状星雲中心星、およびRコロナエボレアリス変光星をもたらす可能性がある。

極めて質量の大きい恒星（約40 M☉以上_）は非常に明るく、そのため恒星風が非常に速いが、放射圧によって質量を急速に失うため、赤色超巨星に膨張する前に外層を剥ぎ取ってしまう傾向があり、主系列星時代以降、極めて高い表面温度（および青白色）を維持する。現在の世代の最大の恒星は約100 ～ 150 M☉であるが_、これは外層が極端な放射によって放出されるためである。質量の小さい恒星は通常、外層をそれほど急速に燃焼させないが、伴星が膨張する際に外層を剥ぎ取るほど十分に近い連星系にある場合、または対流が中心核から表面まで及ぶほど十分に速く回転し、徹底的な混合によって中心核と外層が分離しない場合、同様に赤色巨星や赤色超巨星になることを避けることができる。^{[ 22 ]}  

大質量星の中心核は、水素が枯渇した領域として定義され、中心核の外側で水素が核融合して物質を取り込むにつれて、温度と密度が上昇します。十分に質量のある星では、中心核はアルファ過程によって炭素とより重い元素を核融合させるのに十分な温度と密度に達します。ヘリウム核融合の終わりには、星の中心核は主に炭素と酸素で構成されます。約8 M☉より重い星では、炭素が点火して核融合し_{、ネオン、ナトリウム、マグネシウムを形成します。質量がやや小さい星では、炭素が部分的に点火する可能性がありますが、}電子縮退が始まる前に炭素を完全に核融合させることはできず、これらの星は最終的に酸素-ネオン-マグネシウムの白色矮星を残します。^{[ 23 ] [ 21 ]} 

炭素燃焼が完全に起こる正確な質量限界は、金属量や漸近巨星分枝で失われる詳細な質量など、いくつかの要因に依存しますが、およそ8〜9 M☉です_。^{[ 23 ]} 炭素燃焼が完了すると、これらの星の中心核は約2.5 M☉_に達し、より重い元素が融合するのに十分な高温になります。酸素が融合を開始する前に、ネオンが電子を捕獲し始め、ネオン燃焼が引き起こされます。約8〜12 M☉の範囲の星では、このプロセスは不安定で、暴走核融合を引き起こし_、電子捕獲超新星となります。^{[ 24 ] [ 21 ]}   

質量が大きい恒星では、ネオンの核融合は暴走燃焼を起こすことなく進行します。続いて酸素とケイ素が完全に燃焼し、主に鉄ピーク元素からなる核が形成されます。核の周囲には、まだ核融合が続いている軽い元素の殻があります。炭素核から鉄核への完全な核融合にかかる時間スケールはわずか数百年と非常に短いため、恒星の外層は反応できず、恒星の外観はほとんど変化しません。鉄核は、相対論的効果、エントロピー、電荷、および周囲の外層に対するさまざまな補正により、形式的なチャンドラセカール質量よりも高い実効チャンドラセカール質量に達するまで成長します。鉄核の実効チャンドラセカール質量は、最も質量の小さい赤色超巨星では約1.34太陽質量_{から、より質量が大きい恒星では}1.8太陽質量_以上まで変化します。この質量に達すると、電子が鉄ピーク原子核に捕獲され始め、核は自らを支えることができなくなります。中心核が崩壊し、星は超新星爆発またはブラックホールへの直接崩壊によって破壊される。^{[ 21 ]}  

大質量星の核が崩壊すると、中性子星が形成されます。あるいは、トルマン・オッペンハイマー・ボルコフ限界を超える核の場合は、ブラックホールが形成されます。完全には解明されていない過程を経て、この核崩壊によって放出された重力ポテンシャルエネルギーの一部が、Ib型、Ic型、またはII型の超新星に変換されます。核崩壊によって大量のニュートリノが放出されることは、超新星SN 1987Aで観測された通りです。極めて高エネルギーのニュートリノは原子核を断片化し、そのエネルギーの一部は中性子を含む核子の放出に消費され、残りの一部は熱と運動エネルギーに変換され、核崩壊によって落下してきた物質の一部が跳ね返ることで発生する衝撃波を増幅させます。落下してきた物質の非常に密度の高い部分で電子が捕獲されると、さらに中性子が生成されることがあります。跳ね返った物質の一部が中性子に衝突されるため、その原子核の一部が中性子を捕獲し、ウランまでの（そしておそらくそれ以上の）放射性元素を含む鉄より重い物質のスペクトルが生成される。^{[ 25 ]}爆発しない赤色巨星は、以前の核反応の副反応で放出された中性子を使用して鉄より重い元素を相当量生成することができるが、そのような反応で生成される鉄より重い元素（特に、複数の安定同位体または長寿命同位体を持つ元素の特定の同位体）の存在量は、超新星で生成されるものとは大きく異なる。どちらの存在量も単独では太陽系で見られるものとは一致しないため、観測された重元素とその同位体の存在量を説明するには、超新星、中性子星の合体^{[ 26 ]}、および赤色巨星からの元素の放出の両方が必要となる。

核の崩壊から跳ね返る物質に伝達されるエネルギーは、重元素を生成するだけでなく、脱出速度をはるかに超える加速をもたらし、Ib型、Ic型、またはII型超新星を引き起こします。このエネルギー伝達に関する現在の理解はまだ十分ではありません。Ib型、Ic型、およびII型超新星の現在のコンピュータモデルはエネルギー伝達の一部を説明していますが、観測された物質の放出を生み出すのに十分なエネルギー伝達を説明することはできません。^{[ 27 ]}しかし、ニュートリノ振動は、特定のフレーバーのニュートリノで利用可能なエネルギーに影響を与えるだけでなく、ニュートリノに対する他の一般相対論的効果を通じても影響を与えるため、エネルギー伝達の問題で重要な役割を果たす可能性があります。^{[ 28 ] [ 29 ]}

連星中性子星（このような超新星が2つ必要となる）の質量と軌道パラメータの分析から得られた証拠の中には、酸素・ネオン・マグネシウム核の崩壊によって生じる超新星は、鉄核の崩壊によって生じる超新星とは（大きさ以外の点で）明らかに異なる可能性があることを示唆するものもある。^{[ 30 ]}

現在存在する最も質量の大きい星は、その重力結合エネルギーをはるかに超えるエネルギーを持つ超新星爆発によって完全に破壊される可能性がある。この稀な現象は、対不安定性によって引き起こされ、ブラックホールの残骸を残さない。^{[ 31 ]}宇宙の過去の歴史では、現在存在する最大の星よりもさらに大きな星もあり、それらは光崩壊により、寿命の終わりにすぐにブラックホールに崩壊した。