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星は、自己重力によってまとまったプラズマの光り輝く球体である。[ 1 ]地球に最も近い星は太陽である。他にも多くの星が夜空に肉眼で見える。地球からの距離が非常に遠いため、それらは固定された光点のように見える。最も目立つ星は星座や星群に分類され、最も明るい星の多くには固有名詞が付けられている。天文学者は、既知の星を識別し、標準化された恒星名を提供する星表を作成している。観測可能な宇宙には、推定で10 22から10 24 個の星。これらの星のうち肉眼で見えるのは約 4,000 個だけで、すべて天の川銀河の 中にあります。[ 2 ]
星の誕生は、主に水素、ヘリウム、そして微量の重元素からなるガス状星雲が重力によって崩壊することから始まります。その総質量が、進化と最終的な運命を主に決定します。星は、その中心部で水素がヘリウムに熱核融合を起こすことで、活動期のほとんどの間輝き続けます。この過程で放出されるエネルギーは、星の内部を駆け巡り、宇宙空間へと放射されます。星の寿命が尽きると、核融合は停止し、中心部は恒星残骸、すなわち白色矮星、中性子星、あるいは質量が十分に大きければブラックホールへと変化します。
恒星やその残骸における恒星核合成は、リチウムより重いほぼすべての天然元素を生成します。恒星の質量損失や超新星爆発によって、化学的に濃縮された物質が星間空間に放出されます。これらの元素はその後、新しい恒星へとリサイクルされます。天文学者は、恒星の見かけの明るさ、スペクトル、そして時間の経過に伴う空における位置の変化を観測することで、質量、年齢、金属量（化学組成）、変光性、距離、宇宙空間における運動など、恒星の特性を決定することができます。
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つの恒星が近接して公転する場合、それらの重力相互作用は進化に大きな影響を与える可能性があります。恒星はしばしば、星団や銀河など、はるかに大きな重力的に結びついた構造の一部を形成します。
英語のstarという単語は、最終的にはインド・ヨーロッパ祖語の語根* h₂stḗrに由来し、これも「星」を意味します。これはさらに* h₂eh₁s-「燃やす」（ashという単語の語源でもある）と* -tēr（行為者接尾辞）に分解できます。他の言語における同族語には、ラテン語のstella、ギリシャ語のaster、ドイツ語のSternなどがあります。[ 3 ]英語におけるその他の同族語には、 asterisk、asteroid、astral、constellation、Estherなどがあります。[ 4 ]
歴史的に見て、星は世界中の文明にとって重要な存在でした。宗教儀式、占いの儀式、神話の一部として用いられ、天体航法や方位の把握、季節の移り変わりの指標、そして暦の制定にも利用されてきました。
初期の天文学者は、天球上の位置が変わらない「恒星」と、数日または数週間かけて恒星に対して著しく移動する「惑星」との違いを認識していました。[6] 多くの古代の天文学者は、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。慣例として、天文学者は目立つ星を星群や星座にまとめ、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。[ 7 ]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。 [ 8 ]現在世界のほぼすべての場所で使用されているグレゴリオ暦は、地球の自転軸と地球の恒星である太陽との角度に基づいた太陽暦です。
最も古い正確な日付が判明している星図は、紀元前1534年の古代エジプトの天文学の成果である 。[ 9 ]最も古い既知の星表は、紀元前2千年紀後半、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。 [ 10 ]
ギリシャ天文学における最初の星表は、紀元前300年頃にアリスティルスがティモカリスの協力を得て作成した。[ 11 ]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の作成に使用された。[ 12 ]ヒッパルコスは、記録に残る最初の新星（ノヴァ）の発見者として知られている。 [ 13 ]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する。
天体の見かけ上の不変性にもかかわらず、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た。[ 14 ]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、記録した。[ 15 ]記録された歴史の中で最も明るい恒星現象は、 1006年に観測され、エジプトの天文学者アリ・イブン・リドワンと数人の中国の天文学者によって記録されたSN 1006超新星である。[ 16 ]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た。[ 17 ] [ 18 ] [ 19 ]
中世イスラムの天文学者たちは、今日でも使われている多くの星にアラビア語の名前をつけ、星の位置を計算できる数多くの天文機器を発明しました。彼らは主にジージ星表を作成するために、最初の大規模な天文台研究機関を建設しました。 [ 20 ]これらのうち、ペルシャの天文学者アブド・アル・ラフマン・アル・スーフィーは、多くの星、星団（オミクロン・ベロラム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、『恒星の書』（964年）を執筆しました。[ 21 ] A. ザフールによれば、11 世紀にペルシャの博学者アブー・ライハーン・ビールーニーは天の川銀河を星雲状の星の性質を持つ多数の断片として記述し、1019 年の月食の際にさまざまな星の緯度を示した。 [ 22 ]
ジョセップ・プイグによれば、アンダルシアの天文学者イブン・バッジャは、天の川は互いにほとんど接触している多数の星で構成されており、月面下の物質による屈折効果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1106/1107年の木星と火星の合の観測を挙げた。 [ 23 ]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、天は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、恒星は太陽に似ており、その周りを地球のような惑星が周回している可能性があると提唱した[ 24 ]。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[ 25 ]、そしてファクル・アルディン・アル・ラージー[ 27 ]などの中世イスラムの宇宙論者[ 26 ]によって以前にも提唱されていた。次の世紀には、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つつあった。これらの恒星が太陽系に正味の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、恒星があらゆる方向に均等に分布していると提唱した。この考えは神学者リチャード・ベントレーによって促されたものである[ 28 ]。
イタリアの天文学者ジェミニアーノ・モンタナリは、 1667年にアルゴル星の光度の変動を観測したことを記録した。エドモンド・ハレーは、近くにある一対の「固定」星の固有運動の最初の測定結果を発表し、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位置が変わっていることを示した。[ 24 ]
ウィリアム・ハーシェルは、空の星の分布を決定しようと試みた最初の天文学者でした。1780年代に、彼は600の方向に一連のゲージを設置し、それぞれの視線に沿って観測された星の数を数えました。このことから、星の数は天の川銀河の中心方向、つまり空の一方の側に向かって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、同じ方向で対応する増加を発見しました。[ 29 ]ウィリアム・ハーシェルは、他の業績に加えて、いくつかの星は単に同じ視線に沿っているだけでなく、連星系を形成する物理的な伴星であることを発見したことでも知られています。[ 30 ]
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星のスペクトルを太陽のスペクトルと比較することで、吸収線（大気による特定の周波数の吸収によって生じる恒星スペクトルの暗線）の強度と数の違いを発見しました。1865年、セッキは恒星をスペクトル型に分類し始めました。[ 31 ]恒星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。 [ 32 ]
星までの距離を初めて直接測定したのは、 1838年にフリードリヒ・ベッセルが視差法を用いて行った（ 61 Cygni、11.4光年） 。視差測定により、天空における星々の広大な分離が明らかになった。[ 24 ]二重星の観測は19世紀にますます重要性を増した。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、隠れた伴星の存在を推測した。エドワード・ピッカリングは1899年、ミザール星のスペクトル線が104日周期で周期的に分裂するのを観測し、最初の分光連星を発見した。フリードリヒ・ゲオルク・ヴィルヘルム・フォン・シュトルーヴェやS.W.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データが収集され、軌道要素の計算から星の質量を決定できるようになった。望遠鏡の観測から連星の軌道を導き出す問題に対する最初の解決策は、1827年にフェリックス・サヴァリーによってなされた。[ 33 ]
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的ツールとなった。カール・シュヴァルツシルトは、星の色、ひいてはその温度は、視覚等級と写真等級を比較することで決定できることを発見した。光電測光器の開発により、複数の波長間隔で等級を正確に測定することが可能になった。1921年、アルバート・A・マイケルソンは、マウント・ウィルソン天文台のフッカー望遠鏡に搭載された干渉計を用いて、恒星の直径を初めて測定した。[ 34 ]
20世紀初頭の数十年間には、恒星の物理構造に関する重要な理論的研究が行われた。1913年にはヘルツシュプルング・ラッセル図が開発され、恒星の天体物理学的研究が進展した。恒星の内部構造や恒星進化を説明するモデルが開発された。セシリア・ペイン＝ギャポシュキンは、 1925年の博士論文で、恒星は主に水素とヘリウムでできていると初めて提唱した。[ 35 ]量子物理学の進歩により、恒星のスペクトルがさらに理解されるようになった。これにより、恒星大気の化学組成が決定できるようになった。[ 36 ]
超新星や超新星の偽物といった稀な現象を除けば、個々の星は主に局所銀河群[ 37 ]、特に天の川銀河の可視部分（天の川銀河の詳細な星表で示されているように）とその衛星[38]で観測されている。ケフェイド変光星などの個々の星は、おとめ座銀河団のM87 [ 39 ]やM100銀河[ 40 ]、および比較的近い他のいくつかの銀河の光度の高い星で観測されている[ 41 ] 。重力レンズの助けを借りて、90億光年離れた場所に単一の星（イカロスと名付けられた）が観測されている[ 42 ] [ 43 ]。
星座の概念はバビロニア時代には既に存在していたことが知られていた。古代の天体観測者たちは、目立つ星の配置が模様を形成していると想像し、それを自然の特定の側面や神話と結びつけた。これらの星座のうち12個は黄道帯に沿って配置されており、これらが占星術の基礎となった。[ 44 ]目立つ個々の星の多くには、特にアラビア語やラテン語の名称で名前が付けられた。
特定の星座や太陽そのものだけでなく、個々の星にも独自の神話があります。[ 45 ]古代ギリシャ人にとって、惑星（ギリシャ語の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ました。[ 45 ]（天王星と海王星はギリシャとローマの神々でしたが、どちらも明るさが低かったため古代には知られていませんでした。それらの名前は後の天文学者によって付けられました。）
1600年頃、星座の名前が、対応する天球領域の星の名前として使われるようになりました。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を命名しました。その後、星の赤経に基づく番号付けシステムが考案され、ジョン・フラムスティードの著書「Historia coelestis Britannica」 （1712年版）の星表に追加されました。この番号付けシステムは、フラムスティード命名またはフラムスティード番号付けと呼ばれるようになりました。[ 46 ] [ 47 ]
天体の命名に関する国際的に認められた権威は、国際天文学連合（IAU）です。[ 48 ]国際天文学連合は、恒星の固有名をカタログ化および標準化する恒星名作業部会（WGSN）を維持しています。 [ 49 ] [ 50 ]多くの民間企業が、IAU、プロの天文学者、またはアマチュア天文学コミュニティによって認められていない恒星名を販売しています。[ 51 ]大英図書館はこれを規制されていない商業活動と呼んでおり、[ 52 ] [ 53 ]ニューヨーク市消費者労働者保護局は、そのような恒星命名会社の1つに対して、欺瞞的な商行為を行ったとして違反を宣告しました。[ 54 ] [ 55 ]
恒星のパラメータはSI単位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多いです。2015年、国際天文学連合（IAU）は、恒星パラメータを引用する際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 によって明示的に定義されていません (ニュートンの重力定数Gの10⁻⁴）です。ニュートンの重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、最新の（2014年）CODATAによるニュートン重力定数Gの推定値と組み合わせることで、太陽質量をおよそ次のように導出できる。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的に若干変動す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、同じSI値のままです。
巨星の半径や連星系の長半径のような大きな長さは、地球と太陽の平均距離（1億5000万km、約9300万マイル）にほぼ等しい天文単位で表されることが多い。2012年、国際天文学連合（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た。149,597,870,700mである。[ 56 ]
星は物質密度が高い宇宙領域から凝縮して形成されますが、これらの領域は真空チャンバー内よりも密度が低いです。分子雲として知られるこれらの領域は、主に水素で構成され、約23～28パーセントのヘリウムと数パーセントのより重い元素が含まれています。このような星形成領域の1つがオリオン星雲です。[ 57 ]ほとんどの星は、数十から数十万の星のグループで形成されます。[ 58 ] これらのグループ内の大質量星は、これらの雲を強力に照らし、水素を電離してH II領域を生成する可能性があります。星形成によるこのようなフィードバック効果は、最終的に雲を破壊し、それ以上の星形成を妨げる可能性があります。[ 59 ] すべての星は、その存在の大部分を主系列星として過ごし、主に中心部での水素のヘリウムへの核融合によってエネルギーを得ています。しかし、質量が異なる星は、発達のさまざまな段階で著しく異なる特性を持っています。質量が大きい星の最終的な運命は、質量が小さい星のそれとは異なり、光度や周囲環境への影響も異なります。そのため、天文学者はしばしば星を質量によって分類します。[ 60 ]
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線による雲の圧縮、星間物質中の膨張する泡、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。[ 66 ] [ 67 ]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。[ 68 ]
雲が収縮すると、密度の高い塵とガスの個々の集合体が「ボック球状体」を形成します。球状体が収縮して密度が増加すると、重力エネルギーが熱に変換され、温度が上昇します。原始星雲がほぼ静水圧平衡の安定状態に達すると、中心部に原始星が形成されます。 [ 69 ]これらの前主系列星は、しばしば原始惑星系円盤に囲まれ、主に重力エネルギーの変換によって動力を得ています。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1億年続きます。[ 70 ]
2 M☉未満の初期の星はTタウリ型星と呼ばれ、それより大きい質量の星はハービッグ 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、それが崩壊する星の角運動量を減少させ、ハービッグ・ハロー天体として知られる小さな星雲状の領域を生み出す可能性があります。[ 71 ] [ 72 ] これらのジェットは、近くの大質量星からの放射と組み合わさって、星が形成された周囲の雲を押し出すのに役立つ可能性があります。[ 73 ]
Tタウリ星は、発達の初期段階では林トラックをたどります。つまり、温度はほぼ一定のまま、収縮して光度が低下します。質量の小さいTタウリ星はこのトラックをたどって主系列星になりますが、質量の大きい星はヘニートラックに変わります。[ 74 ]
ほとんどの星は連星系に属していることが観測されており、それらの連星の特性は、それらが形成された条件の結果である。[ 75 ]ガス雲が収縮して星を形成するには、角運動量を失う必要がある。雲が複数の星に分裂すると、その角運動量の一部が分配される。原始連星は、若い星団内の他の星との接近遭遇中に重力相互作用によって角運動量の一部を伝達する。これらの相互作用は、より広く離れた（軟らかい）連星を分裂させる一方で、硬い連星をより強く結合させる傾向がある。これにより、連星が観測される2つの集団分布に分離される。[ 76 ]
恒星は、その生涯の約90%を、中心部での高温高圧反応による水素からヘリウムへの核融合に費やします。このような恒星は主系列星と呼ばれ、矮星と呼ばれます。ゼロ年齢主系列星から、恒星の中心部におけるヘリウムの割合は着実に増加し、中心部での核融合速度は徐々に増加し、恒星の温度と光度も増加します。[ 77 ] 例えば、太陽は46億年前に主系列星に達して以来、光度が約40%増加したと推定されています 。4.6 × 10 9年前。[ 78 ]
すべての恒星は、ガスを宇宙空間に絶えず流出させる粒子からなる恒星風を生成しています。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☉の質量を失う[ 79 ]、または全寿命でその総質量の約 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 ☉ずつ減少し、その進化に大きな影響を与える。 [ 80 ] 50 M ☉を超える質量で始まった星は、主系列星の間に全質量の半分以上を失うことがある。[ 81 ]
恒星が主系列星として過ごす時間は、主にその恒星が持つ燃料の量と核融合の速度によって決まります。太陽は100 億年（10 10 ) 年。大質量星は燃料を非常に速く消費し、寿命が短い。低質量星は燃料を非常にゆっくりと消費する。0.25 M ☉未満の質量を持つ星は赤色矮星と呼ばれ、その質量のほぼすべてを核融合できるが、約1 M ☉の星は質量の約 10% しか核融合できない。低質量星は、燃料消費が遅く、使用可能な燃料の供給量が比較的多いため、約 1 兆 (10 10 ) 年持続する。 10 × 10 12年。最も極端な0.08 M ☉は、約 12兆年続きます。赤色矮星は、ヘリウムを蓄積するにつれて、より高温で明るくなります。最終的に水素がなくなると、白色矮星に収縮し、温度が低下します。[ 61 ]このような星の寿命は、宇宙の現在の年齢 (138 億年) よりも長いため、約0.85 M ☉ [ 82 ]未満の星は、主系列から外れていないと予想されます。
質量に加えて、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ことがあります。天文学者はヘリウムより重いすべての元素を「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びます。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与え、恒星の磁場の形成を制御します[ 83 ]。磁場は恒星風の強さに影響を与えます[ 84 ] 。古い種族IIの恒星は、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くなります。時間が経つにつれて、古い恒星が死んで大気の一部を放出すると、そのような雲はより重い元素でますます濃縮されます[ 85 ]。
少なくとも0.4 M☉ [ 86 ]の恒星は、中心部の水素の供給を使い果たすと、ヘリウム核を取り囲む殻で水素の核融合を開始します。恒星の外層は、赤色巨星に移行するにつれて大きく膨張し、冷却されます。場合によっては、中心部または中心部の周囲の殻でより重い元素を核融合します。恒星が膨張すると、より重い元素で濃縮された質量の一部を星間環境に放出し、後に新しい恒星としてリサイクルされます。[ 87 ]約 50 億年後、太陽がヘリウム燃焼段階に入ると、最大半径が約1 天文単位 (1 億 5000万キロメートル)まで膨張し、現在の 250 倍の大きさになり、現在の質量の 30% を失います。[ 78 ] [ 88 ]
水素燃焼殻がより多くのヘリウムを生成するにつれて、中心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核融合の前に縮退する。最終的に、温度が十分に上昇すると、中心核のヘリウム核融合がヘリウムフラッシュと呼ばれる爆発的に始まり、星は半径が急速に縮小し、表面温度が上昇し、 HR 図の水平分岐に移動する。より質量の大きい星では、中心核が縮退する前にヘリウム核核核融合が始まり、星は赤い塊の中でしばらく過ごし、ゆっくりとヘリウムを燃焼した後、外側の対流層が崩壊し、星は水平分岐に移動する。[ 89 ]
恒星は中心部のヘリウムを核融合させた後、高温の炭素核を取り囲む殻に沿ってヘリウムの核融合を開始します。その後、恒星は漸近巨星分枝（AGB）と呼ばれる進化の道をたどります。これは先に述べた赤色巨星段階と似ていますが、より高輝度です。質量が大きいAGB星は、中心部が縮退する前に短期間の炭素核融合を起こすことがあります。AGB段階では、恒星の中心部の不安定性により熱パルスが発生します。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ます。この質量損失過程では、恒星の質量の50～70%が放出されることがあります。AGB星におけるエネルギー輸送は主に対流によって行われるため、放出された物質は中心部から汲み上げられた核融合生成物で富化されます。したがって、惑星状星雲は炭素や酸素などの元素で富化されます。最終的に、惑星状星雲は散逸し、一般的な星間物質を豊かにする。[ 90 ]したがって、将来の世代の星は、過去の星の「星の物質」でできている。[ 91 ]
ヘリウム燃焼段階において、太陽質量の9倍を超える恒星は膨張し、まず青色超巨星となり、次に赤色超巨星となる。特に質量の大きい恒星（オリオン座の三つ星の中心にある青色超巨星アルニラムのように、太陽質量の40倍を超えるもの）[ 92 ]は、質量損失が大きいため赤色超巨星にはならない。[ 93 ]これらの恒星は、代わりにウォルフ・ライエ星へと進化する可能性がある。ウォルフ・ライエ星は、強い対流と激しい質量損失、あるいは外層の剥離によって表面に到達した水素より重い元素の輝線がスペクトルを支配するという特徴を持つ。[ 94 ]
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核融合する（炭素燃焼過程を参照）。この過程は続き、次の段階ではネオン（ネオン燃焼過程を参照）、酸素（酸素燃焼過程を参照）、ケイ素（ケイ素燃焼過程を参照）が燃料となる。星の寿命の終わりに近づくと、核融合は大質量星内部の玉ねぎ状の層に沿って続く。各層では異なる元素が核融合し、最も外側の層では水素が核融合し、次の層ではヘリウムが核融合する、といった具合である。[ 95 ]
最終段階は、巨大な星が鉄を生成し始めるときに起こります。鉄の原子核は、より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正味のエネルギー放出は起こりません。[ 96 ]
一部の巨大な恒星、特に高輝度の青色変光星は非常に不安定で、超新星偽物と呼ばれる現象で激しく質量を宇宙空間に放出し、その過程で著しく明るくなることがある。イータ・カリーナは、19世紀に大噴火と呼ばれる超新星偽物現象を起こしたことで知られている。
恒星の中心核が収縮すると、その表面からの放射の強度が増し、外殻のガスに放射圧がかかり、その層を押し出して惑星状星雲を形成します。外層大気が放出された後に残る質量が約1.4 M☉未満の場合、地球ほどの大きさの比較的小さな天体、白色矮星に収縮します。白色矮星は、それ以上の重力圧縮が起こるだけの質量がありません。[ 97 ]白色矮星内部の電子縮退物質はもはやプラズマではありません。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変化します。 [ 98 ]
大質量星では、鉄の核が自身の質量を支えきれなくなるほど大きくなるまで（1.4 M☉以上） 、核融合が続きます。この核は、電子が陽子に押し込まれ、電子捕獲と逆ベータ崩壊の爆発で中性子、ニュートリノ、ガンマ線が生成されると、突然崩壊します。この突然の崩壊によって生じた衝撃波により、星の残りの部分が超新星爆発を起こします。超新星は非常に明るくなり、一時的に星の母銀河全体を凌駕するほど明るくなることがあります。天の川銀河内で超新星が発生した場合、歴史的に肉眼で観測された超新星は、それまで存在しなかったと思われる場所に「新しい星」として現れました。[ 99 ]
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します。 [ 99 ]中心部は圧縮されて中性子星となり、パルサーやX線バーストとして現れることもあります。最も大きな星の場合、残骸は4太陽質量を超えるブラックホールになります。[ 100 ]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、中心部にはより特殊な縮退物質であるQCD物質が存在する可能性があります。[ 101 ]
死にゆく星から吹き飛ばされた外層には重元素が含まれており、これらは新しい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。超新星からの流出物や巨大星の恒星風は、星間物質の形成に重要な役割を果たしている。[ 99 ]
連星の進化は、同じ質量の単独星の進化とは大きく異なる場合がある。例えば、どの星も膨張して赤色巨星になると、周囲の物質が重力によって束縛されている領域であるロッシュローブから物質が溢れ出すことがある。連星系の星が十分に接近している場合、その物質の一部がもう一方の星に溢れ出し、接触連星、共通外層連星、激変星、ブルーストラグラー[ 102 ]、Ia型超新星などの現象を引き起こす。質量移動は、系内で最も進化した星が最も質量が小さいアルゴルのパラドックスのようなケースにつながる[ 103 ]。
連星系や高次星系の進化は、多くの星が連星系に属していることが分かっているため、集中的に研究されている。太陽のような星の約半分、そしてより質量の大きい星ではさらに高い割合で、多重星系で形成されており、これは新星や超新星、特定の種類の星の形成、宇宙空間への元素合成生成物の供給といった現象に大きな影響を与える可能性がある。[ 104 ]
連星進化が、高光度青色変光星、ウォルフ・ライエ星、特定の種類の中心核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、依然として議論が続いている。単独の大質量星は、観測されてい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、あるいは観測されてい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、この問題の解決策だと考える天文学者もいる。[ 105 ] [ 106 ] [ 107 ]
星は宇宙全体に均一に分布し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集まっています。天の川のような典型的な大きな銀河には、数千億個の星が含まれています。2 兆個以上（10 12 ) 銀河が存在するが、そのほとんどは天の川銀河の質量の 10% 未満である。[ 108 ]全体として、おそらく10 22と10 24 個の星、[ 109 ] [ 110 ]これは地球上のすべての砂粒の数よりも多い星の数です。 [ 111 ] [ 112 ] [ 113 ]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、どの銀河の外にある星から来ている可能性があります。[ 114 ] [ 115 ] [ 116 ]
多重星系は、互いに重力で結びついた 2 つ以上の星が公転している系です。最も単純で一般的な多重星系は連星ですが、3 つ以上の星からなる系も存在します。軌道の安定性の理由から、このような多重星系はしばしば階層的な連星の集合として組織化されます。[ 117 ]より大きなグループは星団と呼ばれます。これらは、数個の星からなる緩やかな星の集まりから、数十個から数千個の星からなる散開星団、数十万個の星からなる巨大な球状星団まで様々です。このような系は、それぞれの銀河の周りを公転しています。散開星団や球状星団の星はすべて同じ巨大分子雲から形成されたため、通常、すべての星は似たような年齢と組成を持っています。[ 90 ]
多くの星が観測されており、そのほとんどまたはすべては、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ります。これは特に非常に質量の大きいO型星とB型星に当てはまり、その80%は多重星系の一部であると考えられています。単独星系の割合は星の質量が小さくなるにつれて増加するため、恒星伴星を持つことが知られている赤色矮星はわずか25%です。すべての星の85%が赤色矮星であるため、天の川の星の3分の2以上は単独の赤色矮星である可能性が高いです。[ 118 ] 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星のほとんどが連星系にあることを発見しました。データを最もよく説明するモデルでは、すべての星は最初は連星として形成されましたが、一部の連星は後に分裂して単独の星を残しました。[ 119 ] [ 120 ]
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、4.2465光年（40.175兆キロメートル）離れています。スペースシャトルの軌道速度である毎秒8キロメートル（毎時29,000キロメートル）で移動すると、到着までに約15万年かかります。[ 121 ]これは銀河円盤における恒星の分離の典型例です。[ 122 ]恒星は銀河の中心[ 123 ]や球状星団[ 124 ]では互いに非常に近い位置にあり、銀河ハロー[ 125 ]でははるかに遠く離れています。
銀河核の外側では星間の距離が比較的大きいため、星同士の衝突はまれであると考えられています。球状星団の中心部や銀河中心のような密度の高い領域では、衝突はより頻繁に起こる可能性があります。[ 126 ]このような衝突によって、ブルーストラグラーと呼ばれるものが生成される可能性があります。これらの異常な星は表面温度が高く、所属する星団の主系列分岐点にある星よりも青く見えます。標準的な恒星進化では、ブルーストラグラーはすでに主系列から外れているため、星団では見られません。[ 127 ]
星に関するほぼすべてのことは、その初期質量によって決定される。これには、光度、大きさ、進化、寿命、そして最終的な運命といった特性も含まれる。
ほとんどの星は10 億歳から100 億歳の間です。中には、宇宙の 観測年齢である138億歳に近い星もあるかもしれません。これまでに発見された最も古い星であるHD 140283（通称メトセラ星）は、推定144.6±0.8億歳です。[ 128 ]（この値の不確実性のため、この星の年齢は、プランク衛星によって決定された宇宙の年齢13.799±0.021と矛盾しません）。[ 128 ] [ 129 ]
星の質量が大きいほど寿命は短くなる。これは主に、質量が大きい星は中心部にかかる圧力が大きく、水素をより速く燃焼させるためである。最も質量が大きい星の平均寿命は数百万年だが、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、数十億年から数百億年も続くことがある。[ 130 ] [ 131 ]
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、星は約 71% の水素と 27% のヘリウムで構成され、少量のより重い元素が含まれています。 [ 133 ]通常、重元素の割合は、鉄が一般的な元素であり、その吸収線が比較的容易に測定できるため、恒星大気の鉄含有量で測定されます。より重い元素の割合は、その星が惑星系を持つ可能性の指標となる可能性があります。[ 134 ]
2005年現在これまで測定された中で最も鉄含有量が低い恒星は矮星HE1327-2326で、鉄含有量は太陽のわずか20万分の1である。[ 135 ]対照的に、超金属豊富な恒星μ Leonisは太陽のほぼ2倍の鉄量を持ち、惑星を持つ恒星14 Herculisはほぼ3倍の鉄量を持つ。[ 136 ]化学的に特異な恒星は、スペクトルに特定の元素、特にクロムと希土類元素の異常な存在量を示す。[ 137 ]太陽を含む外層大気が低温の恒星は、さまざまな二原子分子や多原子分子を形成することができる。 [ 138 ]
地球から非常に遠いため、太陽を除くすべての星は、肉眼では夜空に輝く点として見え、地球の大気の影響で瞬いています。太陽は地球に十分近いため、円盤のように見え、昼間の光をもたらしています。太陽以外で見かけの大きさが最も大きい星はR Doradusで、角直径はわずか 0.057秒角です。[ 139 ]
ほとんどの恒星の円盤は角サイズが小さすぎて、現在の地上光学望遠鏡では観測できないため、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です。恒星の角サイズを測定するもう1つの技術は掩蔽です。恒星が月によって掩蔽されるときの明るさの低下（または再び現れるときの明るさの上昇）を正確に測定することにより、恒星の角直径を計算できます。[ 140 ]
星の大きさは、直径が20～ 40km （25マイル）のニュートロン星から、オリオン座のベテルギウスのような超巨星まで様々で、ベテルギウスの直径は太陽の約640倍[ 141 ]で、密度ははるかに低い[ 142 ]。
恒星の太陽に対する相対運動は、恒星の起源や年齢、周囲の銀河の構造や進化に関する有用な情報を提供することができる。[ 144 ]恒星の運動の成分は、太陽に向かうまたは太陽から離れる方向の視線速度と、固有運動と呼ばれる横方向の角運動から成る。[ 145 ]
視線速度は、星のスペクトル線のドップラーシフトによって測定され、単位は km/ sです。星の固有運動、すなわち視差は、精密な位置天文測定によって決定され、単位はミリ秒角(mas)/年です。星の視差と距離が分かれば、固有運動速度を計算できます。視線速度と合わせて、全速度を計算できます。固有運動速度が大きい星は、太陽に比較的近い位置にある可能性が高く、視差測定に適した候補となります。[ 146 ]
両方の移動速度がわかっている場合、太陽または銀河に対する恒星の空間速度を計算できます。近傍の恒星では、一般的に若い種族Iの恒星は、古い種族IIの恒星よりも速度が低いことがわかっています。後者は、銀河面に対して傾いた楕円軌道を持っています。 [ 147 ]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にたどることができました。このような共通の起源点を持つグループは、恒星アソシエーションと呼ばれます。[ 148 ]
恒星の磁場は、対流循環が発生する内部領域で生成されます。この導電性プラズマの動きは、機械式ダイナモと同様に、電荷の移動によって磁場を誘起するダイナモのように機能します。これらの磁場は、恒星全体および恒星外にまで広がる広範囲に及びます。磁場の強さは恒星の質量と組成によって変化し、磁気表面活動の量は恒星の自転速度に依存します。この表面活動によって、強い磁場と通常よりも低い表面温度の領域である黒点が生成されます。コロナループは、恒星の表面から恒星の外層大気であるコロナに向かって上昇する弧状の磁力線です。コロナループは、その長さに沿って伝導されるプラズマによって観測できます。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す。[ 149 ]
若い高速回転星は、磁場の影響で表面活動が活発になる傾向があります。磁場は恒星の恒星風に作用し、ブレーキとして機能して、時間の経過とともに回転速度を徐々に遅くします。そのため、太陽のような古い星は回転速度がはるかに遅く、表面活動も低くなります。低速回転星の活動レベルは周期的に変動し、一定期間完全に停止することもあります。[ 150 ]例えば、マウンダー極小期には、太陽は70年間、黒点活動がほとんどない状態が続きました。[ 151 ]
恒星の質量は、太陽質量の半分以下から200太陽質量を超えるものまで様々です（最も質量の大きい恒星のリストを参照）。既知の最も質量の大きい恒星の1つは、太陽の100～150倍の質量を持つイータ・カリーナです[ 152 ]。その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によると、現在の宇宙の時代における恒星の質量の上限は150太陽質量程度と推定されています[ 153 ] 。これは、降着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な限界に対する経験的な値です。大マゼラン雲のR136星団には、これよりも大きな質量を持つ恒星がいくつか観測されていますが[ 154 ] 、それらは近接連星系における大質量恒星の衝突と合体によって形成された可能性があり、大質量恒星形成の150太陽質量の限界を回避していると考えられています[ 155 ] 。
ビッグバン後に最初に形成された星は、組成にリチウムより重い元素が全く含まれていないため、最大で 300 M☉ まで大きかった可能性がある。 [156] 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Cosmos Redshift 7銀河に種族 III 星が存在する証拠を報告した。[ 157 ] [ 158 ]
質量が 木星のわずか 80 倍 ( M J )である2MASS J0523-1403は、中心部で核融合を起こしている既知の最小の星です。[ 159 ]太陽と似た金属量を持つ星の場合、中心部で核融合を起こすことができる星の理論上の最小質量は約 75 M Jと推定されています。[ 160 ] [ 161 ]金属量が非常に低い場合、星の最小サイズは太陽質量の約 8.3%、つまり約 87 M Jのようです。[ 161 ] [ 162 ]褐色矮星と呼ばれるより小さな天体は、星とガス惑星の間の曖昧なグレー領域を占めています。[ 160 ] [ 161 ]
星の半径と質量の組み合わせによって表面重力が決まります。巨星は主系列星よりも表面重力がはるかに低い一方、白色矮星のような縮退したコンパクトな星ではその逆になります。表面重力は星のスペクトルの見え方に影響を与え、重力が大きいほど吸収線が広がります。[ 36 ]
恒星の自転速度は分光測定によって決定することも、より正確には恒星黒点を追跡することによって決定することもできます。若い恒星は赤道で 100 km/s を超える自転速度を持つことがあります。たとえば、 B 型恒星のアケルナルは 、赤道速度が約 225 km/s 以上で、赤道が外側に膨らみ、赤道直径が極間の直径よりも 50% 以上大きくなります。この自転速度は、 恒星が崩壊する速度である 300 km/s の臨界速度をわずかに下回っています。[ 163 ]対照的に、太陽は緯度に応じて 25～35 日ごとに 1 回自転し、[ 164 ]赤道速度は 1.93 km/s です。[ 165 ]主系列星の磁場と恒星風は、主系列上で進化するにつれて、その自転を大幅に減速させる働きをします。[ 166 ]
縮退星はコンパクトな塊に収縮し、その結果、回転速度が速くなっています。しかし、回転体の収縮を自転速度の増加で補償しようとする角運動量保存の法則から予想される回転速度に比べると、比較的低い回転速度です。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します。[ 167 ]それにもかかわらず、パルサーの回転速度は非常に速くなることがあります。たとえば、かに星雲の中心にあるパルサーは、1秒間に30回転します。 [ 168 ]パルサーの回転速度は、放射の放出により徐々に遅くなります。[ 169 ]
主系列星の表面温度は、その中心核のエネルギー生成率と半径によって決まり、多くの場合、星の色指数から推定されます。[ 170 ]温度は通常、有効温度で表されます。有効温度とは、星と同じ単位面積あたりの光度でエネルギーを放射する理想化された黒体の温度です。有効温度は表面のみを表し、中心核に向かって温度は上昇します。[ 171 ]星の中心領域の温度は数百万ケルビンです。[ 172 ]
恒星の温度は様々な元素の電離率を決定し、その結果、スペクトルに特徴的な吸収線が生じる。恒星の表面温度は、その視覚的な絶対等級および吸収特性とともに、恒星の分類に使用される（下記の分類を参照）。[ 36 ]
大質量の主系列星は表面温度が50,000 Kに達することがある。太陽のような小型の星の表面温度は数千 Kである。赤色巨星の表面温度は約3,600 Kと比較的低いが、表面積が大きいため光度が高い。[ 173 ]
恒星が生成するエネルギーは核融合の産物であり、電磁波と粒子波の両方として宇宙に放射される。恒星から放出される粒子波は恒星風として現れ、[ 174 ]外層から電気的に帯電した陽子、アルファ粒子、ベータ粒子として流れ出る。質量がほとんどないニュートリノの安定した流れは恒星の中心核から直接放出される。[ 175 ]
星が明るく輝くのは、中心部でのエネルギー生成が原因です。2つ以上の原子核が融合してより重い新元素の原子核を形成するたびに、核融合生成物からガンマ線光子が放出されます。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ます。 [ 176 ]
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依存します。[ 177 ]星は可視光に加えて、人間の目には見えない電磁放射も放出します。実際、恒星の電磁放射は、電波の最も長い波長から赤外線、可視光、紫外線、そして最も短いX線やガンマ線まで、電磁スペクトル全体に及びます。星が放出する全エネルギーの観点からは、恒星の電磁放射のすべての成分が重要というわけではありませんが、すべての周波数は星の物理学に関する洞察を与えてくれます。[ 175 ]
恒星スペクトルを用いることで、天文学者は恒星の表面温度、表面重力、金属量、自転速度を決定できます。視差の測定などによって恒星までの距離が分かれば、恒星の光度を導き出すことができます。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ます。（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ます。重力マイクロレンズ法は、単一の恒星の質量を測定するために使用されています。[ 178 ]）これらのパラメータを用いて、天文学者は恒星の年齢を推定できます。[ 179 ]
星の光度とは、単位時間あたりに放射される光やその他の放射エネルギーの量です。単位はパワーです。星の光度は、その半径と表面温度によって決まります。多くの星は、表面全体に均一に放射しているわけではありません。例えば、高速回転する星ベガは、赤道沿いよりも極でエネルギー束（単位面積あたりのパワー）が高くなっています。[ 180 ]
星の表面で平均よりも温度と光度が低い部分は黒点として知られています。太陽のような小型の矮星は、一般的に小さな黒点しかない特徴のない円盤を持っています。巨星ははるかに大きく目立つ黒点を持ち、[ 150 ]強い恒星縁減光を示します。つまり、恒星円盤の端に向かって明るさが減少します。[ 181 ] UV Cetiのような赤色矮星フレア星は、目立つ黒点の特徴を持っている可能性があります。[ 182 ]
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、星の光度、地球からの距離、星間塵やガスの消光効果、そして星の光が地球の大気を通過する際の変化によって決まります。固有等級または絶対等級は、星の光度に直接関係しており、地球と星の間の距離が 10 パーセク (32.6 光年) の場合の星の見かけの等級です。[ 183 ]
見かけの等級と絶対等級のスケールはどちらも対数単位です。等級の1つの整数差は、明るさの約2.5倍の変化に相当します[ 185 ]（ 100の5乗根、つまり約2.512）。これは、1等星（+1.00）が2等星（+2.00）より約2.5倍明るく、 6等星（+6.00）より約100倍明るいことを意味します。良好なシーイング条件下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において、等級の数値が小さいほど星は明るく、数値が大きいほど星は暗くなります。どちらの等級においても、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（ΔL ）は、暗い星の等級（ mf）から明るい星の等級（mb ）を引いて、その差を底数2.512の指数として使用することで計算されます。つまり、次のようになります。
光度と地球からの距離の両方に関して、恒星の絶対等級（M）と見かけの等級（m）は等しくありません。[ 185 ]例えば、明るい恒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ですが、絶対等級は+4.83です。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倍の光度を持ち、夜空で2番目に明るい星であるカノープスは絶対等級-5.53で、太陽の約14,000倍の光度を持っています。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ます。これは、シリウスが地球からわずか8.6光年しか離れていないのに対し、カノープスは310光年とずっと遠くにあるためです。[ 187 ]
既知の最も明るい星の絶対等級は約 -12 であり、これは 太陽の光度の 600 万倍に相当する。 [ 188 ]理論的には、最も暗い星は、星が中心部で水素の核融合を維持できる質量の下限に位置しており、この下限をわずかに上回る星は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 であり、絶対等級 17 の白色矮星が発見されている。[ 189 ] [ 190 ]
現在の恒星分類システムは20世紀初頭に始まり、当時は恒星は水素線の強度に基づいてAからQまで分類されていました。[ 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ました。しかし実際にはもっと複雑で、温度の上昇とともに強くなり、9000 K付近でピークに達し、それ以上の温度では弱まりました。その後、分類は温度に基づいて再編成され、現在の分類体系はこの再編成に基づいています。[ 193 ]
恒星はスペクトルに基づいて1文字の分類を受け、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型まであります。表面温度の降順の主な分類は、 O、B、A、F、G、K、Mです。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ます。最も一般的なのは、最も低温の低質量星と褐色矮星を分類するL型とT型です。各文字には、温度の降順で0から9までの番号が付けられた10の細分があります。ただし、このシステムは、 O0型とO1型が存在しない場合があるため、極端に高温の場合には破綻します。[ 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ともあり、これは恒星の空間的大きさに対応し、表面重力によって決まります。これらは0（超巨星）からIII（巨星）を経てV（主系列矮星）まであります。一部の著者はVII（白色矮星）も加えています。主系列星は、絶対等級とスペクトル型に基づいてグラフ化すると、狭い対角線状の帯に沿って分布します。[ 194 ]太陽は、中間温度で通常の大きさの主系列G2V黄色矮星です。[ 195 ]
スペクトルの特異な特徴を示すために、スペクトル型の末尾に小文字のアルファベット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 ]
白色矮星は、文字Dで始まる独自のクラスを持ちます。これは、スペクトルに見られる主要な線の種類に応じて、 DA、DB、DC、DO、DZ、およびDQのクラスにさらに細分化されます。その後に温度を示す数値が続きます。[ 196 ]
変光星は、固有の性質または外的要因によって、光度が周期的または不規則に変化する。固有の性質を持つ変光星は、主要なタイプに分類して3つのグループに分けられる。
恒星進化の過程で、脈動変光星になる段階を経る星もある。脈動変光星は、星の大きさに応じて数分から数年までの周期で、時間とともに半径と光度が変化し、膨張と収縮を繰り返す。このカテゴリーには、ケフェイド変光星やケフェイド型変光星、ミラのような長周期変光星が含まれる。[ 197 ]
爆発型変光星は、フレアや質量放出現象によって光度が急激に増加する恒星です。[ 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、超巨星が含まれます。
激変星または爆発的変光星とは、その性質が劇的に変化する星のことである。このグループには新星と超新星が含まれる。近くに白色矮星を含む連星系は、新星やIa型超新星など、これらの壮大な恒星爆発の特定の種類を引き起こす可能性がある。[ 89 ]爆発は、白色矮星が伴星から水素を降着し、水素が核融合を起こすまで質量を蓄積するときに発生する。[ 198 ]一部の新星は再発性で、中程度の振幅の周期的な爆発を起こす。[ 197 ]
星の光度は、食連星などの外的要因や、極端な黒点を生成する回転星によって変化することがあります。[ 197 ]食連星の注目すべき例としてアルゴルがあり、2.87日の周期で等級が2.1から3.4まで定期的に変化します。[ 199 ]
安定した恒星の内部は静水圧平衡状態にあり、任意の微小体積にかかる力はほぼ完全に釣り合っている。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ある。圧力勾配はプラズマの温度勾配によって生じ、恒星の外側は中心部よりも低温である。主系列星または巨星の中心部の温度は少なくともオーダーである。10 7 K。主系列星の水素燃焼核における結果として生じる温度と圧力は、核融合が起こり、星のさらなる崩壊を防ぐのに十分なエネルギーが生成されるのに十分である。[ 200 ] [ 201 ]
原子核が中心部で融合すると、ガンマ線の形でエネルギーが放出されます。これらの光子は周囲のプラズマと相互作用し、中心部の熱エネルギーを増加させます。主系列星は水素をヘリウムに変換し、中心部のヘリウムの割合をゆっくりと着実に増加させます。最終的にヘリウムが優勢になり、中心部でのエネルギー生成は停止します。代わりに、0.4 M☉を超える星では、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起こります。[ 202 ]
静水圧平衡に加えて、安定した恒星の内部では熱平衡によるエネルギーバランスが維持されます。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。恒星内部のどの層から出る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完全に一致します。[ 203 ]
放射領域とは、恒星内部において、対流による熱伝達が非効率的なため、外向きのエネルギーの流れが放射による熱伝達に依存する領域のことである。この領域ではプラズマは擾乱されず、質量運動は消滅する。そうでない場合、プラズマは不安定になり、対流が発生して対流領域が形成される。これは、例えば、中心核付近のような非常に高いエネルギー流束が発生する領域や、外層のように不透明度が高く（放射による熱伝達が非効率的になる）領域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、内部の深部に対流層があり、外層に放射層がある。太陽のような小さな星は正反対で、対流層は外層にある。[ 204 ] 0.4 M☉未満の赤色矮星は全体が対流しており、ヘリウム核の蓄積を防いでいる。[ 86 ]ほとんどの星では、星の年齢が上がり、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、観測者から見える恒星の部分のことです。これは、恒星のプラズマが光子に対して透明になる層です。ここから、中心部で生成されたエネルギーは自由に宇宙空間に伝播します。平均温度よりも低い領域である太陽黒点は、光球内に現れます。[ 205 ]
光球のレベルより上には恒星大気があります。太陽のような主系列星では、光球のすぐ上にある大気の最下層は薄い彩層領域で、そこではスピキュールが現れ、恒星フレアが始まります。その上には遷移領域があり、そこではわずか100 km (62マイル)の距離内で温度が急速に上昇します。そのさらに外側にはコロナがあり、数百万キロメートルまで外側に広がる超高温プラズマの体積です。[ 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す。[ 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、ほとんど光を発しません。[ 207 ]太陽のコロナ領域は通常、日食のときにのみ見ることができます。
コロナからプラズマ粒子の恒星風が星から外側に向かって広がり、星間物質と相互作用する。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及ぶ。[ 208 ]
原子核が融合すると、融合生成物の質量は元の構成要素の質量よりも小さくなる。この失われた質量は、質量とエネルギーの等価関係に従って電磁エネルギーに変換される。[ 209 ]星の中心部では、その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。
水素核融合プロセスは温度に敏感であるため、中心温度がわずかに上昇すると、核融合速度が大幅に増加します。その結果、主系列星の中心温度は、 小型の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。[ 172 ]
太陽では、1600万ケルビンの中心部で、水素が陽子-陽子連鎖反応で融合してヘリウムを形成する：[ 210 ]
他にもいくつかの経路があり、3Heと4Heが結合して7Beを形成し、最終的に（もう1つの陽子が加わって）2つの4Heが生成され、 1つ増えます。
これらの反応はすべて、以下の全体反応につながります。
ここで、γはガンマ線光子、νe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ある。この反応で放出されるエネルギーは数百万電子ボルトである。個々の反応で生成されるエネルギーはごくわずかだが、これらの反応が膨大な数で絶えず起こるため、恒星の放射出力を維持するために必要なエネルギーがすべて生成される。これに対し、水素ガス分子2個と酸素ガス分子1個の燃焼で放出されるエネルギーはわずか5.7 eVである。
質量が大きい恒星では、炭素によって触媒される炭素-窒素-酸素サイクルと呼ばれる一連の反応でヘリウムが生成される。[ 210 ]
中心 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、中間元素ベリリウムを使用するトリプルアルファプロセスでヘリウムが炭素に変換される可能性がある。[ 210 ]
全体的な反応としては：
大質量星では、より重い元素が収縮する中心核でネオン燃焼過程と酸素燃焼過程によって燃焼される。恒星核合成過程の最終段階はケイ素燃焼過程であり、安定同位体鉄56が生成される。[ 210 ]それ以上の核融合は吸熱過程でありエネルギーを消費するため、さらなるエネルギーは重力崩壊によってのみ生成される。
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