恒星の一生

恒星の一生では、恒星が誕生してから爆発したり白色矮星になったりするまでの過程について述べる。

誕生

アルマ望遠鏡により撮影されたおうし座HL星の原始惑星系円盤。

恒星は星間雲の中でも特に密度が高い分子雲コアで、重力により収縮して原始星が誕生する。原始星の光度は主系列星よりも明るいが、このときはまだ周りに星間塵などがあるため、可視光では発見できず、赤外線でしか観測できない。このような星を赤外線星という。この一連の状態を発見者にちなんで林フェーズと呼ぶ。

恒星は通常惑星を持つが、初期の過程では恒星の周りにガスがあり、円盤状になっている。この円盤を原始惑星系円盤という。

太陽の0.08倍以上の質量を持つ恒星は核融合反応を起こしているが、それ以下のものは核融合反応を行えない。このような星を褐色矮星という。

恒星の活動

恒星は林フェーズを終えると、活発に核融合反応を起こす。核融合反応の化学式は以下のように表せる。

${\ce {4H -> He + 2e+ + 2\nu + 26MeV}}$

ここで、e⁺は陽電子、νはニュートリノ、MeVは光や熱エネルギーの単位で100万eV（eVは電子ボルト）のことを示す。詳細は物理化学で扱われるため、ここでは省略する。

恒星の寿命

恒星にも寿命があり、その寿命は質量が大きいほど短いことが分かっている。これは核融合反応が速く進むためである。例えば太陽の寿命は10¹⁰年（100億年）と考えられているが、それよりも大きいB型やO型の主系列星は10⁷~10⁸年（1000万 - 1億年）になると考えられている。逆に、スペクトル分類がK型やM型の恒星の寿命は、太陽の10倍の1000億年から1000倍の10兆年を超えると考えられている。

中心核

恒星の中心核はその恒星の質量によって変わる。太陽の半分以下の質量では、中心核がヘリウムとなる。

それより大きいものでは、ヘリウムが以下の核融合反応を起こす。

${\ce {3He -> C}}$

${\ce {C + He -> O}}$

これにより炭素と酸素の中心核ができる。さらに核融合反応を起こすためには、太陽の8倍程度の質量が必要となる。それ以下の場合は白色矮星となり、縮退する。それ以外の星はNe、Mg、Si...と続き、Feまで進む。Feから先はない。

恒星の最後

恒星の最後はその質量によって変わる。

太陽の8倍以下の恒星は白色矮星となる。太陽程度の質量の星が小さく縮んで密度が大きくなる。白色矮星は徐々に冷えていくので、その後だんだん暗くなり、黒色矮星となる。

超新星残骸で有名なかに星雲。ハッブル宇宙望遠鏡撮影。

太陽の8倍以上の恒星は中心部に鉄が作られ、ヘリウムと中性子に分解される。このときエネルギーが吸収されるため、恒星を支える圧力は減少し、重力崩壊が起きる。この際に爆発を伴うことがあり、超新星爆発という。このとき絶対等級は-15等にものぼる。超新星爆発の際に残ったものを超新星残骸といい、私たちが見える可視光線以外にもX線などを発している。

超新星爆発をする際にはFeよりも重い元素の核融合反応も起こることがある。例えば、私たちが身近で使っている銅や銀などもこの時につくられ、超新星残骸が由来とされる。

超新星爆発が起こると全てが吹き飛んでしまうわけではなく、中心にはまだ星が残っている。

パルサーのひとつであるベラ・パルサー。

太陽の30倍以下の場合、中性子星となり、超高密度の星となる。中性子星はその名の通り主に中性子から成る。これは高密度なため、陽子に電子が取り込まれて中性子になるからである。中性子星の中には電磁波をパルス状に放射するパルサーと呼ばれるものがあり、その周期は1秒に満たないものもある。中性子星の中でも特に磁場が大きいものはマグネターと呼ばれ、その磁場を利用してX線やγ線などの電磁波を放射している。

ブラックホールの連星系が合体する時のシミュレーション映像。

さらに大きいものにはブラックホールがあり、重力があまりにも大きいため光さえも脱出できず、直接見ることはできない。

また、ブラックホールと中性子星の中間としてクォーク星が存在する可能性がある。クォークとは陽子や中性子を構成する素粒子であり、それらがクォークの状態で存在するのがクォーク星である。w:3C 58などがその候補として上がっている。

その他

白色矮星と赤色巨星などが連星を成していると、巨星のガスと白色矮星の表面が反応して核融合反応を起こすことがある。このときも超新星ほどではないが、絶対等級は-5等ほどになる。この現象を新星という。