スターは生涯を通じてどのように変化するか

NASA/ESA/ハッブル ヘリテージ チーム。

星は、宇宙の基本的な構成要素の一部です。それらは銀河を構成するだけでなく、多くは惑星系を抱えています。したがって、その形成と進化を理解することは、銀河と惑星を理解するための重要な手がかりになります。

太陽は、まさにここ私たち自身の太陽系において、研究すべき第一級の例を私たちに与えてくれます。距離はわずか 8 光分なので、その表面の特徴を見るのに長く待つ必要はありません。天文学者は太陽を研究する多数の衛星を所有しており、太陽の生命の基本について長い間知っていました。一つには、それは中年であり、「主系列」と呼ばれる人生のちょうど真ん中にあります。その際、核の水素を核融合させてヘリウムを作ります。

太陽は太陽系にさまざまな影響を与えています。それは天文学者に星がどのように機能するかを教えます。 NASA/ゴダード宇宙飛行センター

その歴史を通じて、太陽はほとんど同じように見えてきました。私たちにとって、それは常に空に輝くこの黄白色の物体でした.少なくとも私たちにとっては、それは変わらないようです。これは、人間とは非常に異なるタイムスケールで生きているためです。しかし、それは変わりますが、私たちが短くて速い人生を送る速さに比べて、非常にゆっくりとした方法です.宇宙の年齢 (約 137 億年) のスケールで星の寿命を見ると、太陽と他の星はすべてかなり普通の寿命を持っています。つまり、彼らは生まれ、生き、進化し、数千万年または数十億年かけて死ぬ.

星がどのように進化するかを理解するには、天文学者は星の種類と、それらが重要な点で互いに異なる理由を知る必要があります。 1 つのステップは、人々がコインやビー玉を分類するのと同じように、星をさまざまなビンに「分類」することです。それは「星の分類」と呼ばれ、星がどのように機能するかを理解する上で大きな役割を果たします。

星の分類

天文学者は、温度、質量、化学組成などの特性を使用して、星を一連の「ビン」に分類します。その温度、明るさ (光度)、質量、および化学に基づいて、太陽は中年に分類されます。 星 それは「主系列」と呼ばれる生命の期間にあります。

このバージョンのヘルツプルング-ラッセル図は、恒星の光度に対する温度をプロットしたものです。ダイアグラム内の星の位置は、その質量と明るさだけでなく、その星がどの段階にあるかについての情報を提供します。 ヨーロッパ南天天文台

実質的にすべての星は、死ぬまで人生の大部分をこの主系列に費やします。時に優しく、時に激しく。

フュージョンがすべて

主系列星を構成するものの基本的な定義は次のとおりです。これは、中心部で水素がヘリウムに融合する星です。水素は星の基本構成要素です。次に、それを使用して他の要素を作成します。

星が形成されるのは、水素ガスの雲が重力によって収縮し始める (引き寄せられる) ためです。これにより、雲の中心に高密度で高温の原始星が形成されます。それが星の核になる。

「Cores to Disks」スピッツァー レガシー チームは、NASA のスピッツァー宇宙望遠鏡に搭載された 2 台の赤外線カメラを使用して、星間分子雲 (「コア」と呼ばれる) の密な領域を検索して、星形成の証拠を探しました。 NASA/JPL-Caltech/N. Evans (テキサス大学オースティン校)/DSS

コアの密度は、温度が少なくとも摂氏 800 万から 1000 万度になるポイントに達します。原始星の外側の層が核に押し付けられています。この温度と圧力の組み合わせにより、核融合と呼ばれるプロセスが開始されます。それがスター誕生の瞬間です。星は安定し、「静水圧平衡」と呼ばれる状態に達します。これは、コアからの外向きの放射圧が、星自体が崩壊しようとする巨大な重力と釣り合っているときです。これらすべての条件が満たされると、星は「主系列」にあり、中心部で水素をヘリウムに変えながら忙しく人生を歩みます。

ミサがすべて

質量は、特定の星の物理的特性を決定する上で重要な役割を果たします。また、星がどのくらい生き、どのように死ぬかの手がかりも与えてくれます。星の質量が大きければ大きいほど、星をつぶそうとする重力の圧力が大きくなります。この大きな圧力に対抗するために、星は高い融合率を必要とします。星の質量が大きいほど、核内の圧力が高くなり、温度が高くなるため、核融合の速度が速くなります。これにより、星が燃料を使い果たす速度が決まります。

大質量星は、その水素埋蔵量をより迅速に融合します。これにより、燃料をゆっくりと消費する低質量の星よりも速く主系列から離れます。

メイン シーケンスの終了

星が水素を使い果たすと、中心部でヘリウムを融合し始めます。これは、彼らがメインシーケンスを離れるときです。大質量星は 赤超巨星 、そして進化して 青い超巨星。 ヘリウムを炭素と酸素に融合させています。次に、それらをネオンなどに融合し始めます。基本的に、星は核融合だけでなく、核を取り囲む層で核融合が起こる化学生成工場になります。

最終的に、非常に大質量の星が鉄を融合させようとします。これはあの星への死のキスだ。なんで？鉄の融合には、星が利用できるよりも多くのエネルギーが必要だからです。核融合工場を完全に停止させます。それが起こると、星の外側の層がコアに崩壊します.それはかなり早く起こります。コアの外縁が最初に落下し、毎秒約 70,000 メートルという驚異的な速度で落下します。それが鉄のコアに当たると、すべてが跳ね返り始め、数時間で星を引き裂く衝撃波が発生します.その過程で、衝撃波面が星の物質を通過するときに、新しいより重い要素が作成されます。
これがいわゆる「コア崩壊」超新星です。最終的に、外層が宇宙に飛び出し、崩壊したコアが残ります。 中性子星 また ブラックホール .

かに星雲は、巨大な星が超新星として爆発した後に残った残骸です。 NASA ハッブル宇宙望遠鏡によって撮影された 24 枚の画像から組み立てられたカニ星雲のこの合成画像は、星の物質が宇宙に広がる際のフィラメント状の残骸の特徴を示しています。 NASA/ESA/ASU/J.ヘスター＆A.ロル

質量の小さい星が主系列を離れるとき

太陽質量の半分 (つまり、太陽の質量の半分) から約 8 太陽質量の質量を持つ星は、燃料が消費されるまで水素をヘリウムに融合させます。その時点で、星は赤色巨星になります。星はヘリウムを炭素に融合し始め、外側の層が膨張して星を脈動する黄色の巨人に変えます。

ほとんどのヘリウムが融合すると、星は再び赤色巨星になり、以前よりもさらに大きくなります。星の外層が宇宙に広がり、 惑星状星雲 .炭素と酸素のコアは、 白色矮星 .

遠い将来、太陽はこのように見えるでしょうか？宇宙の暗闇の中で星の幽霊のように輝くこの並外れた泡は、超自然的で神秘的に見えるかもしれませんが、それはおなじみの天体です。惑星状星雲、死にかけている星の残骸です。これは、ほとんど知られていない天体 ESO 378-1 の最高の眺めであり、チリ北部にある ESO の超大型望遠鏡によって捉えられました。 ヨーロッパ南天天文台

太陽質量の 0.5 よりも小さい星も白色矮星を形成しますが、サイズが小さいためにコアの圧力が不足するため、ヘリウムを融合させることができません。したがって、これらの星はヘリウム白色矮星として知られています。中性子星、ブラック ホール、超巨星と同様に、これらはもはや主系列には属しません。