恒星進化論
天体物理学において恒星進化論（こうせいしんかろん、英語：stellar evolution）とは、恒星の誕生から最期までにおこる恒星内の構造の変化を扱う理論である。
恒星進化論においては、恒星を生物になぞらえてその誕生から最期までを恒星の一生とし、幼年期の星、壮年期の星、老年期の星、星の死といった用語を用いる。恒星進化論の中で用いられている進化も生物になぞらえた言葉であるが、生物の進化とは異なり、世代を超えた変化ではなく恒星の一生の中での変化を表している。
恒星は自分自身の重力があるので常に収縮しようとする。しかし、収縮すると重力によるポテンシャルエネルギーが熱に変わる。また充分に高温高圧になれば核融合反応が起こり熱が発生する。これらの熱によってガスの温度が上昇すればガスは膨張しようとする。このようにして収縮と膨張が釣り合ったところで恒星は安定している。重力と核融合によるエネルギーを使い果たすと、恒星は収縮をとどめることができず最期を迎える。
以下に現在の恒星進化論による恒星の一生を示す。
目次
原始星の誕生[編集]
暗黒星雲の一部が近くで起こった超新星爆発の衝撃波などを受けて圧縮され密度の高い部分ができる。するとこの部分は重力が強くなり周囲の星雲の物質を引き寄せるようになる。するとさらに重力が強くなり加速度的に密度が高くなっていく。この際に重力によるポテンシャルエネルギーが熱に変わるので温度が上昇していき、熱放射が始まる。これが原始星である。
主系列星[編集]
原始星は徐々に収縮して重力によるポテンシャルエネルギーを熱に変えて中心の温度を上昇させていく。この状態の星は不規則な変光をするおうし座T型変光星として観測される。中心の温度が1000万Kを超えると水素がヘリウムへと変換される核融合反応が起こり始める。核融合反応によって発生する大きなエネルギーにより収縮は押しとどめられて星は主系列星となる。
主系列星では、核融合反応が激しくなると星全体が膨張して温度を下げて核融合反応を弱め、核融合反応が弱くなると星全体が収縮して温度を上げて核融合反応を強める。このようにして自動的に核融合反応が調節されており、一定の温度、構造で安定している。この状態は中心の水素が枯渇してヘリウムの核ができるまで続く。
赤色巨星[編集]
ヘリウムの核の表面では水素の核融合が進行し、ヘリウムの核の質量は増えていく。ヘリウムの核は質量が増えるとかえって収縮し、温度が上がる。外層部の水素は、中心部の温度が上がるので膨張する。膨張につれて星の表面温度は低下していき赤色巨星となる。この後の恒星の進化はその質量によって異なる。
ウォルフ・ライエ星[編集]
質量が太陽の40倍を超えるような大質量星では、赤色巨星への進化の途中で外層を吹き飛ばし、内部の高温の部分が露出する。そのため赤色巨星にはならず、青色巨星へと進化する。このような恒星をウォルフ・ライエ星という。恒星内部は40倍以下の質量の恒星と同様に進化する。
白色矮星[編集]
赤色巨星の外層では恒星の中心からの距離が遠く重力が弱いために徐々にガスが周囲に流出し、恒星は外層を失っていく。
太陽の50%以下の質量しか持たない恒星では、ヘリウムの核融合が起こるほど中心核の温度が上昇しないので、そのまま水素を使い切り、核融合反応が起こらなくなったところで一生を終える。外層を失ったヘリウムの核は収縮によって地球程度の大きさとなっている。これが白色矮星である。白色矮星は熱放射により長い時間をかけてゆっくりと冷却していく。
なお、太陽の50%以下の質量の星ではその一生は1000億年以上に及ぶ。これは現在の宇宙の年齢（約137億年）よりも長く、このようにして一生を終えた星は今のところ存在しない。
ケフェイド変光星[編集]
太陽の50%より大きい質量の恒星ではヘリウムの核の収縮が進行して温度が1億Kを超えると中心でヘリウムから炭素および酸素への核融合反応がはじまる。すると、主系列星のときと同じように安定に調節される核融合反応が起こることになるので星全体が収縮して主系列星に近い状態に戻る。この時に恒星の外層が不安定な状態となり星全体が脈動するケフェイド変光星となる。
ミラ型変光星[編集]
中心のヘリウムが枯渇すると水素が枯渇したときと同じように中心の炭素および酸素の核が収縮しはじめ周辺でヘリウムの核融合反応が起こり始める。そして再び膨張が始まり恒星は赤色巨星となる。ある程度よりも膨張が進むと恒星の外層が不安定な状態となり星全体が脈動するミラ型変光星となる。ミラ型変光星は脈動と同時に外層のガスを周囲に放出していく。
太陽の8倍以下の質量の恒星では炭素の核融合が起こるほど中心核の温度が上昇しないので、太陽の50%以下の質量の恒星と同じように外層を失った炭素と酸素の核が白色矮星となって一生を終える。周囲に放出されたガスは惑星状星雲として輝く。
超新星[編集]
太陽の8倍以上の星では中心核の温度が6億Kを超え、炭素の核融合反応が起こりネオンやマグネシウムを生成する。太陽の8 - 10倍の質量の星では、さらに温度が上昇するとネオンやマグネシウムが電子捕獲反応を起こしはじめる。すると中心核での圧力が一気に下がって重力を支えられなくなり、恒星は一気に収縮する。これが重力崩壊である。
太陽の10倍以上の質量の星では核融合反応がさらに進行する。中心核の温度が15億Kを超えると酸素の核融合でケイ素などが、さらに25億Kを超えるとケイ素などの核融合で鉄などが生成される。原子番号が鉄付近の原子核は最も安定な原子核でありこれ以上核融合を起こさない。さらに鉄の中心核の温度が上昇して100億Kを超えると鉄の原子核がヘリウムに分解されはじめる。この分解は吸熱反応であるのでやはり同じように中心核での圧力が一気に下がって重力崩壊が起こる。
重力崩壊の際には莫大な量の重力によるポテンシャルエネルギーが解放され、恒星全体が吹き飛ぶ。これが超新星爆発である。
中性子星[編集]
太陽の10 - 20倍程度までの質量の恒星では、重力崩壊で押しつぶされた直径10km程度の中心核が残る。これは非常に強い重力のために原子核に電子が吸収され、ほとんどが中性子からなっている中性子星である。直径は10km程度でも、質量は太陽と同じ程度の非常に高密度の星である。
ブラックホール[編集]
太陽の30倍よりも大きい質量を持つ恒星では、中性子星になってもその重力を支えられず重力崩壊が進行し、極限まで収縮したブラックホールとなる。
比較[編集]
| 太陽 | 白色矮星 | 中性子星 | ブラックホール | |
|---|---|---|---|---|
| 大きさ | 139万㎞ | 1万㎞ | 10km | 3km |
| 密度(1㎝3) | 1g | 500㎏ | 5億㎏ | 200億㎏ |
| 表面での重力 | 28G | 10万G | 1000億G | 2兆G |
| 表面での重さ(60kg) | 2t | 8000t | 80億t | 900億t |
