恒星の進化を語る。

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恒星の進化とは

恒星は永久に輝いているのではない。
恒星には、始まりもあれば、終わりもある。
つまり、恒星にも一生があるのだ。

恒星が生まれてから消滅するまでのプロセスを恒星の進化という。

恒星の進化の概要

恒星の誕生

恒星の進化は、宇宙空間に漂う分子雲(星間雲)が集まり、重力で収縮するところからスタートする。
最初に出現する恒星を原始星という。
原始星は星間雲が収縮するときのエネルギーで熱を帯び、光を放つのである。

収縮したガスの量が多いと恒星中心部の圧力が上昇する。
この結果、原始星の中心部で核融合反応がスタートする。

主系列星へ

核融合反応がスタートした恒星は、主系列星へと進化する。
ところが、収縮したガスの量が少ないと核融合反応が起こせない。
このような星は、主系列星へ進化できず褐色矮星へと進化する。 褐色矮星は、ガスの収縮時の余熱のみで輝く星なのである。

主系列星のエネルギー源は核融合反応である。
恒星の中心部は高温高圧である。
ここでは、4つの水素原子核から1つのヘリウム原子核が生成される。

核融合反応で生成される熱が主系列星のエネルギー源なのである。

核融合反応を起こすには、恒星のサイズがある程度大きくなくてはならない。
質量の小さな原始星は核融合反応を起こすことができずに褐色矮星になっていく。
核融合反応を起こした原始星が主系列星になっていくのである。

恒星の明るさ(絶対等級)と色(スペクトル型)をの関係を示した図をHR図をいう。
HR図上では、大部分の星が、左上から右下の向けてのライン上に集中する。

このラインを主系列といい、主系列に属する恒星を主系列星という。

主系列星は非常に安定している。
核融合で膨張しようとする作用と、自重で縮まろうとする作用がバランスしているので、恒星は一定のサイズを保つのだ。

星の生涯は誕生時の質量で決まる。
寿命も絶対等級もスペクトル型も質量で決まるのだ。

大きな質量の恒星は、激しく核融合反応を起こすので、非常に明るい。
しかし、水素を消費するスピードも速いので、寿命も短い。
このような星は、HR図の左上に該当する。

これに対し、質量の小さな星は水素をゆっくり消費する。
このような星は低温で寿命も長いのが特徴となる。
赤色矮星がこれに当たる。

赤色矮星は、かろうじて褐色矮星にならずにすんだ主系列星なのである。

赤色巨星へ

主系列星の時代が終わりに近づくと、恒星は膨張を始める。
この時期の恒星は、核融合反応で生成されたヘリウムが恒星の中心に溜まって中心核を作っている。
ヘリウムが中心を陣取っているので、水素の核融合反応はヘリウムの中心核の周りの起こることになる。

こうなると、核融合で膨張しようとする作用が自重で縮まろうとする作用を上回るでのバランスが崩れ星が膨らむでのある。

発生している熱量が変らないのに、表面積が増えるので、星の表面温度は低くなる。
つまり、星は赤くなるのである。
これを赤色巨星という。

赤色巨星の外層は、引力の束縛が弱いのでガスは次第に逸散してく。
逸散したガスは惑星状星雲となり、残った恒星の中心部が白色矮星となる。

それぞれの終末

恒星の進化のラストも、恒星の質量で決定される。

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