🌟恒星は全ての天体の中でも、最も複雑な存在です。複雑な成り立ちによって、
変化幅が大きく、生まれてから死ぬまでの、気の遠くなるような時間の旅を、
続けています。
そんな恒星をまとめてみました。
恒星とは？
🌟恒星の正体はガス(気体)雲です。ガスが自分自身の重力で収縮を続けて、中央部
が信じがたいほど高温高密度になり、不透明になります。その中心に限界がきた
ら、原子核の核融合反応が起こり、合体します。
水素がヘリウムに変わり、膨大なエネルギーが生じます。このエネルギーが内部か
ら表面に出て行くのですが、星の中心の不透明が、透明になる境界が、星の表面と
なるのです。
恒星の色・温度・大きさ
🌟恒星の固有の明るさ(光度)は極めてバラバラです。色の違いはその表面温度に
由来します。赤色は比較的低温で、高温は青色です。実温度は表面を熱する単位
面積当たりのエネルギー量で決まります。
そして、このエネルギー量は、星の全エネルギー出力(光度)と、大きさで決まり
ます。星が大きければ、表面積も大きいので、放出エネルギーは薄まります。この
ように、色と光度の組み合わせで星の大きさが表わせます。
暗い青白色星は高い表面温度を維持するために、暗い赤色星よりも小さくなりま
す。逆に明るい赤色星は低温で、同じ光度の青色星よりも大きくなります。
(C)NASA
恒星の質量と光度
🌟恒星の光度と表面温度には簡単な関係があります。1924年にイギリスの天文学
者のアーサー・ステンレー・エディントンは連星系の挙動を調べて、これらの星の
質量を推定して、他の特性と比較しました。
その結果、主系列星には光度と質量に明確な関係があり、重い星ほど明るいことが
わかりました。エディントンは重い星ほど中心核の温度と密度が高いため、エネル
ギーをより効率的に生み出せると考えました。
恒星の一生
🌟恒星がどのように進化するかが明らかになってのは、193年代の後半に星のエネ
ルギー発生の仕組みが解明されてからです。この仕組みと、エディントンの発見な
どで、研究が進み、たくさんの種類の星の特性がわかってきました。
星の進化は遅いため、数世紀程度の観測では、ほとんどの特性は変化しません。で
すが、観測できる恒星系の種類が、非常に多いということが、大きな意味を持って
います。
この多くのデータに、スペクトル分析結果による星の大気組成の違いや、星内部の
核融合理論モデルを考え合わせて、ある種類の星が別の種類へ進化してゆくことが
わかってきています。
恒星の進化
🌟典型的な生まれたての原始星は、明るいが温度は低いです。内部がまだ静水圧平
衝に達していないので、平衝に達するにつれて、次第に高温になり、結局質量に応
じた位置で、主系列になります。
星はその後、中心核に水素がなくなるまで、一生の大半は主系列で留まります。中
心描くの内部に変化が起こると、主系列から外れて、進化を始めます。この時、質
量の違いによって、星は異なる運命を辿ります。
太陽程度の質量の星は明るさを増して、温度が下がって赤色巨星になります。その
後に、外層が剥がれて惑星状星雲となり、中心は白色矮星に変化します。質量が非
常に大きい星の場合は、超巨星に膨張し、最後に超新星爆発を起こします。
星の寿命
🌟一般的に同じ星団の星は、全て同じ時期に生まれたものと、考えられています。
星団の中に質量の違う星があると、どのように年老いてゆくかの比較ができます。
明るく輝く星の大部分は大質量星で、青白色星は重力級ですが、そのうち最も大き
いものはすでに、赤色巨星に変化していたりと、太陽程度の質量の星と、その寿命
は異なることがわかっています。
異端児の星
🌟大多数はモデル通り分類できるようなものですが、例外もあります。そのほとん
どが、本来の姿よりも老星が若々しく見える星です。こうした変わり者の星は質量
移動が起きた、稀な例と考えられています。
ある時期に、大量の物質が付加されたり、あるいは剥ぎ取られたりした為に、例外
的な特性に変わってしまったと、思われます。質量移動は、接近した連星系で、起
こるのが普通ですが、たまに星団でも起きることがあります。
まとめ
🌟恒星についてまとめました。
自ら光って見えるのが恒星です、地球に光が届くまでの時間は、かなりかかりま
す、その間にゆっくり少しずつ変化してゆき、その変化は中々観測できませんが、
どんな仕組みかは解明されていってます。
観測技術の進歩は、ほんとすごいです。
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