この記事は ??可能 な ?考文?や出典 が全く示されていないか、不十分です。 出典を追加 して記事の信?性向上にご協力ください。 （ このテンプレ?トの使い方 ） 出典?索 ? :  "恒星進化論"  ?  ニュ?ス   · 書籍   · スカラ?   · CiNii   · J-STAGE   · NDL   · dlib.jp   · ジャパンサ?チ   · TWL （ 2012年1月 ）

天?物理? 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?の構造の?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 、 ?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?化ではなく1つの恒星の形成から終焉までの?化を表している。

恒星は自分自身の 重力 があるので常に?縮しようとする。しかし、?縮すると重力による ポテンシャルエネルギ? が熱に?わる。また充分に高?高?になれば 核融合 反?が起こり熱が?生する。これらの熱によってガスの?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?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?を使い果たすと、恒星は?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。

なお、一般的に恒星は進化の過程で 恒星風 などの理由により、その質量を徐?に減少させていくため、下記のいずれの過程の 太陽質量 も「そのイベントが?生した時点の質量」にもとづくものであり、?知の恒星の現時点での質量がそのまま?てはまるものではない。

原始星の誕生 [ 編集 ]

暗?星雲 の一部が近くで起こった 超新星 爆?の衝?波などを受けて?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?くなり周?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?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?が熱に?わるので?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?に?縮して重力によるポテンシャルエネルギ?を熱に?えて中心の?度を上昇させていく。この?態の星は不規則な?光をする おうし座T型星 として?測される。中心の?度が1000万 K を超えると 水素 が ヘリウム へと?換される核融合反?が起こり始める。核融合反?によって?生する大きなエネルギ?により?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?が激しくなると星全?が膨張して?度を下げて核融合反?を弱め、核融合反?が弱くなると星全?が?縮して?度を上げて核融合反?を?める。このようにして自動的に核融合反?が調節されており、一定の?度、構造で安定している。この?態は中心の水素が枯?してヘリウムの核ができるまで?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?えていく。ヘリウムの核は質量が?えるとかえって?縮し、?度が上がる。外層部の水素は、中心部の?度が上がるので膨張する。膨張につれて星の表面?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、?部の高?の部分が露出する。そのため赤色巨星にはならず、 ?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。恒星の?部は質量が太陽の40倍以下の恒星と同?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?にガスが周?に流出し、外層を失った恒星は核融合反?が停止した核の部分だけを?して一生を終える。この核は?縮により地球程度の大きさとなっており、 白色矮星 と呼ばれる。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き、最後には光と熱を完全に失った ?色矮星 へと?化していくものと考えられている。

質量が太陽の46%以下の恒星は中心核の?度がヘリウムの核融合が起きるほどには上昇しないため、赤色巨星にはならず、水素を消費し?くして核融合反?が止まった時点で白色矮星となり一生を終えるものと予想される。ただし、赤色矮星の?命は短くても1000億年、長ければ10兆年以上に及ぶと推測され、これは現在の 宇宙の年? （約138億年）よりも長いため、このようにして一生を終えた星は現在の時点ではまだ存在しないと考えられている。

ケフェイド?光星 [ 編集 ]

質量が太陽の46%よりも大きい恒星では、ヘリウムの核の?縮が進行して?度が1億Kを超えた時点で、その中心部分でヘリウムから 炭素 および 酸素 への核融合反?が始まる。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?が起こるので、星全?が?縮して主系列星に近い?態に?る。この時に恒星の外層が不安定な?態となり、星全?が脈動する ケフェイド?光星 となる。

ミラ型?光星 [ 編集 ]

中心のヘリウムが枯?すると、水素が枯?したときと同じように、中心にある炭素および酸素の核が?縮しはじめ、その周?ではヘリウムの核融合反?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。膨張がある程度よりも進むと、恒星の外層は不安定な?態となり、星全?が脈動する ミラ型?光星 となる。ミラ型?光星は脈動とともに外層のガスを周?の空間に放出していく。

質量が太陽の8倍以下の恒星では、中心核の?度は炭素が核融合を起こすほどには上昇しないので、質量が太陽の46%以下の恒星の場合と同じように、外層を失った炭素と酸素の核である白色矮星となってその一生を終える。周?に放出されたガスは 惑星?星雲 として輝く。

超新星 [ 編集 ]

質量が太陽の8倍以上の恒星では、中心核の?度が6億Kを超え、炭素の核融合反?が起こり ネオン や マグネシウム を生成する。

質量が太陽の8 - 10倍の恒星では、さらに?度が上昇するとネオンやマグネシウムが 電子捕獲 反?を起こしはじめる。すると中心核での?力が一?に下がって重力を支えられなくなり、恒星は一?に?縮する。これが 重力崩? である。

質量が太陽の10倍以上の恒星では、 核融合 反?がさらに進行する。中心核の?度が15億Kを超えると酸素の核融合により 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により ? などが生成される。原子番?が?付近の原子核は最も安定な原子核であるので核融合はこれ以上は進まない。さらに?の中心核の?度が上昇して100億Kを超えると?の原子核がヘリウムに分解される反?がはじまる。この分解は吸熱反?であるので、やはり同じように中心核での?力が一?に下がって重力崩?が起こる。

重力崩?の際には莫大な量の重力によるポテンシャルエネルギ?が解放されて、恒星全?が吹き飛ぶ。これが 超新星爆? である。

中性子星 [ 編集 ]

質量が太陽の10 - 20倍程度までの恒星の場合には、超新星爆?のあとに重力崩?で押しつぶされた直?10km程度の中心核が?る。これは非常に?い重力のために原子核に電子が吸?されて星のほとんどが中性子からなっている 中性子星 である。直?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?ル [ 編集 ]

質量が太陽の30倍よりも大きい恒星の場合には、超新星爆?のあとに中性子星になってもその重力を支えることができずに、重力崩?が進行して、極限まで?縮した ブラックホ?ル （ 恒星ブラックホ?ル ）となる。

極超新星 [ 編集 ]

質量が太陽の40倍よりも大きい恒星の場合には、超新星爆?の規模が極めて大きい 極超新星 となる。極超新星は ガンマ線バ?スト を伴って?測されることもあり、中心核はブラックホ?ルとして?存すると考えられている。

?不安定型超新星爆? [ 編集 ]

質量が太陽の100倍よりも大きい恒星の場合には、通常の重力崩?による超新星とは全く異なる、 ?不安定型超新星 と呼ばれるプロセスを?て超新星爆?が?生する。

このうち、質量が太陽の100倍から130倍の間までの恒星の場合、?不安定型超新星爆?によって恒星の一部が破?されたあとに?不安定?態が平衡?態に?り、質量の一部を失いながら恒星としての?命が??する（ 脈動?不安定型超新星 （ 英語版 ） ）と考えられており、質量が太陽の130倍から250倍の間までの恒星の場合、?不安定型超新星爆?によって文字通り恒星全?が跡形もなく吹き飛び、ブラックホ?ルすらも?さないような最期を迎えるものと考えられている。

光崩? [ 編集 ]

質量が太陽の250倍よりも大きい恒星の場合には、通常の重力崩?による超新星や?不安定型超新星とも異なる 光崩? と呼ばれるプロセスを?て、中心核がブラックホ?ルとして?存すると考えられている。

質量が太陽の250倍から300倍までの恒星の場合、中心核の?原子が完全な光崩?を引き起こして ヘリウム4 に?化する可能性があり、原子が燃?できる理論上最大の質量（130太陽質量前後）で爆?することから、超新星爆?の規模は太陽の15倍程度の質量の恒星で?生する II型超新星 の100倍以上、極超新星の10倍以上にも達すると推定されている。しかし、質量が太陽の300倍を超える恒星の場合には、中心核自?も130太陽質量を超えるため、ヘリウム4の中心核は燃?できないまま重力崩?の途上でブラックホ?ルへと直接?化しはじめる。そのため、超新星爆?は起こらず、恒星は自身の中心部に生成されたブラックホ?ルに?み?まれるようにして消滅することになると推定されている。これらの進化の分岐は、恒星に含有される金?が非常に少ない 種族III の恒星でのみ?生すると考えられている ^{[1] [2]} 。

なお、種族Iや種族IIの恒星の場合は、質量が太陽の250倍を超えた段階から、中心核が重力崩?の過程でブラックホ?ルへと直接?化して超新星爆?を起こさずに消滅すると考えられている ^[3] 。

比較 [ 編集 ]

比較

	太陽	白色矮星	中性子星	ブラックホ?ル
大きさ	139万㎞	1万㎞	10km	3km
密度(1cm 3 )	1g	500kg	5億kg	200億kg
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

?連項目 [ 編集 ]

• 恒星天文?
• 恒星物理?
• 恒星?部物理?
• 核融合エネルギ?
• コンパクト星

脚注 [ 編集 ]