恒星は、自己重力によってまとまったプラズマの明るい球体です。[1]地球に最も近い恒星は太陽です。他の多くの恒星は夜に肉眼で見ることができます。地球から非常に遠いため、それらは固定された光点のように見えます。最も目立つ恒星は星座と星群に分類されており、最も明るい恒星の多くには固有の名前が付けられています。天文学者は、既知の恒星を特定し、標準化された恒星の名称を提供する恒星カタログを作成しています。観測可能な宇宙には、推定10 22から10 24個の星のうち、肉眼で見えるのは約4,000個だけで、すべて天の川銀河 内にあります。[2]

星の一生は、主に水素、ヘリウム、そして微量のより重い元素からなるガス状星雲の重力崩壊から始まります。星の進化と最終的な運命は、主にその総質量によって決まります。星は、その活動期の大半において、中心部で水素がヘリウムに熱核融合することで輝きます。この過程で放出されるエネルギーは、星の内部を横切り、宇宙空間へと放射されます。星の一生の終わりには、核融合は停止し、中心部は白色矮星、中性子星、あるいは質量が十分であればブラックホールといった恒星残骸となります。

恒星やその残骸における恒星内元素合成は、リチウムより重いほぼすべての天然元素を生成します。恒星の質量損失や超新星爆発は、化学的に濃縮された物質を星間物質に戻します。これらの元素はその後、新しい恒星へと再利用されます。天文学者は、恒星の見かけの明るさ、スペクトル、そして天空における位置の経時的な変化を観測することで、恒星の質量、年齢、金属量（化学組成）、変動、距離、宇宙空間における運動といった特性を決定することができます。

恒星は、惑星系や2つ以上の恒星からなる恒星系のように、他の天体と軌道系を形成することがあります。このような2つの恒星が接近して公転すると、それらの重力相互作用が進化に大きな影響を与える可能性があります。恒星は、星団や銀河 など、はるかに大きな重力構造の一部を形成することもあります。

語源

英語の「star」は、インド・ヨーロッパ祖語の語根* h₂stḗr（これも「星」の意味）に由来します。これはさらに、 * h₂eh₁s-「燃える」（ashの語源でもある）と* -tēr（動作主接尾辞）の組み合わせとして分析できます。他の言語における同源語には、ラテン語のstella、ギリシャ語のaster、ドイツ語のSternなどがあります。[3]英語にはさらに、 asterisk、asteroid、astral、constellation、Estherなどがあります。[4]

観察履歴

1690年にヨハネス・ヘヴェリウスが描いた獅子座の絵。[5]

歴史的に、星は世界中の文明にとって重要な存在でした。宗教的慣習、占いの儀式、神話の一部であり、天体航法や方位測定、季節の移り変わり、暦の定義などに 用いられてきました。

初期の天文学者たちは、天球上の位置が変化しない「恒星」と、恒星に対して数日から数週間かけて顕著に移動する「さまよう星」（惑星）との違いを認識していました。 [6]多くの古代天文学者たちは、恒星は天球上に恒星として固定されており、不変であると信じていました。慣例的に、天文学者たちは主要な恒星を星座や星座に分類し、それらを用いて惑星の運動を追跡し、太陽の推定位置を算出しました。[7]背景の恒星（および地平線）に対する太陽の運動は暦を作成するために使用され、農業慣行の規制に使用できました。[8]現在、世界中のほぼすべての地域で使用されているグレゴリオ暦は、地球の自転軸とその近くの恒星である太陽に対する角度に基づく太陽暦です。

最も古い正確な日付が記された星図は、紀元前1534年の古代エジプト天文学の成果である。 [9]最も古い星表は、紀元前2千年紀後半のカッシート朝時代（紀元前 1531年頃 ～紀元前 1155年頃）に、メソポタミアの古代バビロニア天文学者によって編纂された。[10]

代替テキスト
夜空の星

ギリシャ天文学における最初の星表は、紀元前300年頃、ティモカリスの協力を得てアリスティルスによって作成されました。[11]ヒッパルコス（紀元前2世紀）の星表には1,020個の星が含まれており、プトレマイオスの星表を編纂するために使用されました。[12]ヒッパルコスは、記録に残る最初の新星（新しい星）を発見したことで知られています。[13]今日使用されている星座や星の名前の多くは、ギリシャ天文学に由来しています。

天空は一見不変であるように見えたが、中国の天文学者たちは新しい星が出現する可能性があることを認識していた。[14]西暦185年、彼らは初めて超新星を観測し、現在SN 185として知られている超新星について記述した。[15]記録された歴史上最も明るい恒星の出来事はSN 1006超新星で、1006年に観測され、エジプトの天文学者アリー・イブン・リドワンと数人の中国の天文学者によって記述された。[16] かに星雲を生み出したSN 1054超新星も中国とイスラムの天文学者によって観測された。[17] [18] [19]

中世イスラムの天文学者たちは、今日でも使われている多くの星にアラビア語の名前を付け、星の位置を計算できる数多くの天文機器を発明しました。彼らは、主にジージ星表を作成するために、最初の大規模な天文研究機関を建設しました。 [20]これらのうち、『恒星の書』 （964年）は、ペルシャの天文学者アブド・アル＝ラフマーン・アル＝スーフィーによって著されました。彼は多くの恒星、星団（オミクロン星団やブロッキ星団を含む）、銀河（アンドロメダ銀河を含む）を観測しました。[21] A.ザフールによれば、11世紀にペルシャの博学者アブ・ライハン・ビルニは天の川銀河を星雲の性質を持つ多数の破片として記述し、1019年の月食の際の様々な星の緯度を示した。 [22]

ジョセップ・プイグによると、アンダルシアの天文学者イブン・バジャは、天の川銀河は互いにほぼ接触し、月下物質による屈折の影響で連続した像のように見える多くの星で構成されていると提唱し、その証拠としてヒジュラ暦500年（西暦1106年/1107年）の木星と火星の合の観測を挙げた。[23]ティコ・ブラーエ などの初期のヨーロッパの天文学者は、夜空に新しい星（後に新星と呼ばれる）を発見し、天空が不変ではないことを示唆した。 1584年、ジョルダーノ・ブルーノは、恒星は太陽のようなものであり、その周りを地球のような惑星が回っている可能性があると示唆した。 [24]この考えは、古代ギリシャの哲学者デモクリトスとエピクロス[25]や、中世イスラムの宇宙論者ファフル・ッディーン・ラーズィー [26] などによって以前に示唆されていた。[27]次の世紀までには、恒星が太陽と同じであるという考えは、天文学者の間でコンセンサスに達していた。これらの恒星が太陽系に正味の重力を及ぼさない理由を説明するために、アイザック・ニュートンは、神学者リチャード・ベントレーに促された考えで、恒星があらゆる方向に均等に分布していると提唱した。[28]

イタリアの天文学者ジェミニアーノ・モンタナリは1667年にアルゴル星の光度変化を観測して記録した。エドモンド・ハレーは近くの「恒星」のペアの固有運動の最初の測定値を発表し、古代ギリシャの天文学者プトレマイオスとヒッパルコスの時代からそれらの位置が変わっていることを示した。[24]

ウィリアム・ハーシェルは、天空の星の分布を解明しようと試みた最初の天文学者です。1780年代、彼は600方向に一連の測定装置を設置し、それぞれの視線に沿って観測された星の数を数えました。このことから、彼は天の川銀河の中心に向かって、空の片側に向かって星の数が着実に増加していることを推測しました。彼の息子であるジョン・ハーシェルは南半球でこの研究を繰り返し、同じ方向にも同様の増加を確認しました。[29]ウィリアム・ハーシェルは、他の業績に加えて、一部の星が同じ視線に沿って並んでいるだけでなく、物理的に伴星として連星系を形成していることを発見したことでも知られています。[30]

恒星分光法の科学は、ヨーゼフ・フォン・フラウンホーファーとアンジェロ・セッキによって開拓されました。シリウスなどの恒星のスペクトルを太陽と比較することで、彼らは吸収線（恒星のスペクトルにおける暗線で、大気が特定の周波数を吸収することによって生じる）の強度と数の違いを発見しました。1865年、セッキは恒星をスペクトル型に分類し始めました。[31]現代の恒星分類法は、1900年代初頭にアニー・J・キャノンによって開発されました。 [32]

恒星までの距離（はくちょう座61番星、距離11.4光年）の初めての直接測定は、1838年にフリードリヒ・ベッセルが視差法を使って行いました。視差測定により、天空の恒星間の距離が非常に離れていることが実証されました。[24]二重星の観測は19世紀にますます重要になりました。1834年、フリードリヒ・ベッセルはシリウスの固有運動の変化を観測し、隠れた伴星があると推測しました。エドワード・ピカリングは1899年、ミザールのスペクトル線が104日周期で分裂するのを観測し、初の分光連星を発見しました。フリードリヒ・ゲオルク・ヴィルヘルム・フォン・シュトルーベやS・W・バーナムなどの天文学者により多くの連星系の詳細な観測データが収集され、軌道要素の計算から恒星の質量を決定できるようになりました。望遠鏡の観測から連星の軌道を導く問題に対する最初の解決策は、1827年にフェリックス・サヴァリーによってなされました。[33]

20世紀には、星の科学的研究が急速に進歩しました。写真は貴重な天文学的ツールとなりました。カール・シュヴァルツシルトは、肉眼で見える等級と写真で見える等級を比較することで、星の色、ひいては温度を決定できることを発見しました。光電式 光度計の開発により、複数の波長間隔で等級を正確に測定できるようになりました。1921年、アルバート・A・マイケルソンは、ウィルソン山天文台のフッカー望遠鏡に搭載された干渉計を用いて、初めて星の直径を測定しました。[34]

20世紀初頭の数十年間に、星の物理的構造に関する重要な理論的研究が行われました。1913年にはヘルツシュプルング＝ラッセル図が開発され、星の天体物理学的研究が推進されました。星の内部構造と星の進化を説明する効果的なモデルが開発されました。セシリア・ペイン＝ガポシュキンは、 1925年の博士論文で、星は主に水素とヘリウムでできていると初めて提唱しました。[35]量子物理学の進歩により、星のスペクトルの理解が深まりました。これにより、星の大気の化学組成を決定できるようになりました。[36]

スピッツァー宇宙望遠鏡が撮影した天の川銀河の無数の星々をとらえた赤外線画像

超新星や超新星偽物などの稀な現象を除けば、個々の恒星は主に局部銀河群で観測されており、[37]特に天の川銀河の目に見える部分（天の川銀河の詳細な恒星カタログで示されているように）とその衛星で観測されています。[38]セファイド変光星などの個々の恒星は、おとめ座銀河団のM87 [39]とM100銀河で観測されているほか、[40]他の比較的近い銀河の明るい恒星も観測されています。[41]重力レンズ効果の助けを借りて、 90億光年離れた場所でイカロスと名付けられた単一の恒星が観測されています。 [42] [43]

指定

星座の概念はバビロニア時代に存在していたことが知られていました。古代の天文観測者は、目立つ星の配置がパターンを形成すると考え、それを自然の特定の側面や神話と結びつけました。これらの星座のうち12個は黄道帯に沿っており、これらは占星術の基礎となりました。[44]目立つ個々の星の多くには、特にアラビア語やラテン語による名前が付けられました。

特定の星座や太陽自体と同様に、個々の星にも独自の神話がある。[45]古代ギリシャ人にとって、惑星（ギリシャ語でπλανήτης（planētēs）は「放浪者」を意味する）として知られるいくつかの「星」は、様々な重要な神々を表しており、水星、金星、火星、木星、土星という惑星の名前はそこから取られた。[45]（天王星と海王星はギリシャとローマの神であったが、どちらの惑星も明るさが低かったため古代には知られていなかった。これらの名前は後の天文学者によって付けられた。）

1600年頃、星座の名前は、対応する天空の領域にある星に名前を付けるために使われました。ドイツの天文学者ヨハン・バイエルは一連の星図を作成し、各星座の星にギリシャ文字を命名に使用しました。後に、星の赤経に基づく番号体系が考案され、ジョン・フラムスティードの著書『ブリタニカ天文史』 （1712年版）の星表に追加されました。この番号体系は、フラムスティード命名法またはフラムスティード番号法と呼ばれるようになりました。[46] [47]

天体の命名に関する国際的に認められた機関は、国際天文学連合（IAU）です。[48]国際天文学連合は、星の名前に関する作業部会（WGSN）[49]を運営し、星の固有名をカタログ化し標準化しています。[50]多くの民間企業が、IAU、プロの天文学者、アマチュア天文学コミュニティに認められていない星の名前を販売しています。[51]大英図書館はこれを規制されていない 営利企業と呼んでおり、[52] [53]ニューヨーク市消費者労働者保護局は、欺瞞的な商慣行に従事したとして、そのような星の命名会社に対して違反処分を下しました。[54] [55]

測定単位

恒星パラメータはSI単位系またはガウス単位で表すことができますが、太陽の特性に基づいて、質量、光度、半径を太陽単位で表すのが最も便利な場合がよくあります。2015年にIAUは、恒星パラメータを引用する際に使用できる一連の公称太陽値（不確実性のないSI定数として定義）を定義しました。

太陽質量 M☉は、相対的な不確実性が大きいため、IAUでは明確に定義されていません（ニュートンの重力定数 Gの約 10 −4倍である。ニュートンの重力定数と太陽質量の積 ( G M ☉ ) ははるかに高い精度で決定されているため、IAU は公称太陽質量パラメータを次のように定義した。

公称太陽質量パラメータは、ニュートンの重力定数Gの最新（2014年）CODATA推定値と組み合わせることで、太陽質量はおよそ1.9885 × 10 30  kg。観測上の不確実性により、光度、半径、質量パラメータ、質量の正確な値は将来若干変化する可能性がありますが、2015年のIAU公称定数は恒星パラメータを引用するための有用な指標であるため、SI値のままとなります。

巨星の半径や連星系の長半径といった大きな長さは、しばしば天文単位で表されます。これは地球と太陽の平均距離（1億5000万km、約9300万マイル）にほぼ相当します。2012年、IAUは天文定数をメートル単位の正確な長さ、149,597,870,700メートルと定義しました。[56]

形成と進化

星は宇宙空間の物質密度が高い領域から凝縮しますが、それらの領域の密度は真空容器内よりも低いです。これらの領域は分子雲として知られ、大部分が水素で構成され、約 23 ～ 28 パーセントのヘリウムと数パーセントのより重い元素が含まれています。このような星形成領域の 1 つがオリオン星雲です。[57]ほとんどの星は、数十万から数十万の星のグループで形成されます。[58]これらのグループ内の 大質量星は、これらの星の雲を強力に照らし、水素を電離させてH II 領域を作り出す可能性があります。星形成によるこのようなフィードバック効果により、最終的に星の雲が乱され、それ以上の星形成が妨げられる可能性があります。[59] すべての星は、その存在期間の大半を主系列星として過ごし、主に中心核内で水素がヘリウムに核融合することでエネルギーを得ています。しかし、異なる質量の星は、その発達のさまざまな段階で著しく異なる特性を示します。質量の大きい星の最終的な運命は、質量の小さい星の運命とは異なり、明るさや周囲環境への影響も異なります。したがって、天文学者はしばしば星を質量によって分類します。[60]

星形成

星の形成は、分子雲内の高密度領域によって引き起こされる重力不安定性から始まります。高密度領域は、大質量星からの放射による雲の圧縮、星間物質の膨張する泡、異なる分子雲の衝突、または銀河の衝突（スターバースト銀河など）によって引き起こされることがよくあります。[66] [67]ある領域がジーンズ不安定性の基準を満たすのに十分な物質密度に達すると、その領域は自身の重力によって崩壊し始めます。[68]

雲が崩壊するにつれて、高密度の塵とガスの個々の集合体が「ボック・グロビュール」を形成する。グロビュールが崩壊して密度が増加すると、重力エネルギーが熱に変換され、温度が上昇する。原始星雲が静水力平衡の安定状態にほぼ達すると、中心核に原始星が形成される。 [69]これらの主系列前期の星は、しばしば原始惑星系円盤に囲まれ、主に重力エネルギーの変換によって駆動される。重力収縮の期間は、太陽のような恒星では約1000万年、赤色矮星では最大1億年続く。[70]

質量2M☉未満の初期の星は Tタウリ星と呼ばれ、それより質量の大きい星はハービッグAe/Be星と呼ばれます。これらの新しく形成された星は、自転軸に沿ってガスのジェットを放出します。このジェットは、崩壊する星の角運動量を減少させ、ハービッグ・ハロー天体として知られる小さな星雲の塊を形成する可能性があります。[71] [72] これらのジェットは、近くの大質量星からの放射と相まって、星が形成された周囲の雲を吹き飛ばすのに役立つ可能性があります。[73]

Tタウリ型星は、発達初期には林軌道を辿ります。つまり、温度はほぼ一定のまま収縮し、光度が減少します。質量の小さいTタウリ型星はこの軌道を辿って主系列に到達しますが、質量の大きい星はヘニエ軌道を辿ります。[74]

ほとんどの恒星は連星系のメンバーとして観測されており、それらの連星の特性は、それらが形成された条件の結果である。[75]ガス雲は、収縮して恒星を形成するために角運動量を失わなければならない。雲が複数の恒星に分裂することで、その角運動量の一部が分散する。原始連星は、若い星団内の他の恒星との接近遭遇時に、重力相互作用によって角運動量の一部を伝達する。これらの相互作用は、より広く離れた（ソフトな）連星を分裂させる傾向がある一方で、ハードな連星はより強く結合する。これにより、連星は観測される2つの種族分布に分離する。[76]

主系列

恒星は、その生涯の約90%を、中心核における高温高圧反応で水素をヘリウムに融合させることに費やします。このような恒星は主系列にあると言われ、矮星と呼ばれます。主系列年齢がゼロの星から、中心核におけるヘリウムの割合は着実に増加し、中心核での核融合速度はゆっくりと上昇し、恒星の温度と光度も上昇します。[77] 例えば、太陽は46億年前に主系列に達して以来、光度が約40%増加したと推定されています（4.6 × 10 9 )年前。[78]

すべての恒星は、恒星風と呼ばれる粒子を放出し、宇宙空間へのガスの継続的な流出を引き起こします。ほとんどの恒星では、失われる質量はごくわずかです。太陽は 毎年10 −14 M ☉ [79]、つまりその寿命全体では全質量の約0.01%を失うことになる。しかし、非常に質量の大きい星は10 −7から 毎年10−5M☉ずつ増加し、星の進化に大きな影響を与えています。 [80] 50M☉以上で始まった星は、 主系列にいる間に全質量の半分以上を失うことがあります。[81]

太陽（中央）を含む恒星の集合のヘルツシュプルング・ラッセル図の例（分類を参照）

恒星が主系列で過ごす時間は、主にその恒星が持つ燃料の量と核融合の速度によって決まる。太陽の寿命は100億年（質量の大きい星は燃料を非常に速く消費し、寿命も短い。質量の小さい星は燃料を非常にゆっくりと消費する。質量が0.25 M ☉ 未満の星は 赤色矮星と呼ばれ、ほぼすべての質量を核融合することができるが、質量が約1  M ☉の星は質量の約10%しか核融合できない。燃料消費の遅さと比較的大きな燃料供給の組み合わせにより、質量の小さい星は約1兆（赤色矮星の寿命は10 × 10 12）年で、最も極端な0.08  M ☉は約12兆年続きます。赤色矮星はヘリウムを蓄積するにつれて高温になり、明るくなります。最終的に水素を使い果たすと、白色矮星へと収縮し、温度が低下します。[61]このような星の寿命は現在の宇宙の年齢（138億年）よりも長いため、約0.85  M ☉ [82]以下の星は主系列から外れると予想されます。

質量に加えて、ヘリウムより重い元素は恒星の進化において重要な役割を果たします。天文学者はヘリウムより重い元素をすべて「金属」と呼び、恒星におけるこれらの元素の化学濃度を金属量と呼びます。恒星の金属量は、恒星が燃料を燃焼させる時間に影響を与え、磁場の形成を制御します。[83]磁場は恒星風の強さに影響を与えます。[84]古い種族IIの恒星は、形成された分子雲の組成により、若い種族Iの恒星より​​も金属量が大幅に少なくなります。時間の経過とともに、古い恒星が死に、大気の一部を失うにつれて、そのような分子雲はより重い元素で富んでいきます。[ 85]

主系列後

アルマ望遠鏡で捉えたベテルギウス。アルマ望遠鏡が恒星の表面を観測したのは今回が初めてであり、ベテルギウスの最高解像度の画像が得られました。

質量が0.4 M ☉以上の恒星 [86]は、中心部の水素を使い果たすと、ヘリウム核を囲む殻の中で水素の核融合反応を起こし始める。恒星の外層は膨張し、赤色巨星へと変化するにつれて大きく冷える。場合によっては、中心部またはその周囲の殻の中でより重い元素の核融合反応を起こす。恒星が膨張するにつれて、それらのより重い元素を豊富に含む質量の一部が星間環境に放出され、後に新しい恒星として再利用される。[87]約50億年後、太陽はヘリウム燃焼期に入り、最大半径が約1天文単位（1億5000万キロメートル）にまで膨張する。これは現在の大きさの250倍に相当し、質量は現在の30%を失う。[78] [88]

水素燃焼殻がヘリウムを生成するにつれて、核の質量と温度が上昇する。2.25  M ☉までの赤色巨星では、ヘリウム核の質量はヘリウム核融合の前に縮退する。最終的に、温度が十分に上昇すると、いわゆるヘリウムフラッシュで核のヘリウム核融合が爆発的に始まり、恒星の半径は急速に縮小し、表面温度が上昇してHR図の水平枝へと移動する。より質量の大きい恒星では、核が縮退する前にヘリウム核融合が始まり、恒星はレッドクランプ内でしばらくヘリウムをゆっくり燃焼した後、外殻対流が崩壊して恒星は水平枝へと移動する。[89]

恒星は、中心核のヘリウムを融合した後、高温の炭素中心核を囲む殻に沿ってヘリウムを融合し始める。その後、恒星は、他の赤色巨星段階と並行しているが、より高い光度を持つ漸近巨星枝(AGB) と呼ばれる進化の道をたどる。より質量の大きい AGB 恒星は、中心核が縮退する前に短期間の炭素融合を経験することがある。AGB 段階では、恒星の中心核の不安定性により、恒星は熱パルスを受ける。これらの熱パルスでは、恒星の光度が変化し、恒星の大気から物質が放出され、最終的に惑星状星雲が形成される。この質量損失の過程で、恒星の質量の 50 ～ 70 % が放出される可能性がある。AGB 恒星におけるエネルギー輸送は主に対流によるため、この放出された物質には中心核から掘り出された核融合生成物が豊富に含まれる。そのため、惑星状星雲には炭素や酸素などの元素が豊富に含まれる。最終的に、惑星状星雲は分散し、星間物質全体を豊かにします。[90]したがって、将来の世代の星は過去の星からの「星の物質」から構成されます。[91]

巨大な星々

核崩壊直前の巨大で進化した星の中心にあるタマネギのような層

ヘリウム燃焼期に、太陽の9倍以上の質量を持つ恒星は膨張し、まず青色超巨星、次に赤色超巨星へと成長します。特に質量の大きい恒星（オリオン座のベルトの中心にある青色超巨星アルニラムのように太陽の40倍以上の質量を持つもの）[92]は、質量損失が大きいため赤色超巨星にはなりません。[93]これらの恒星は、強い対流と質量損失、あるいは外層の剥離によって表面に到達した水素よりも重い元素の輝線がスペクトルの大部分を占めるウォルフ・ライエ星へと進化する可能性があります。[94]

大質量星の中心部でヘリウムが枯渇すると、中心部は収縮し、温度と圧力が上昇して炭素が核融合する（炭素燃焼過程参照）。この過程は継続し、ネオン（ネオン燃焼過程参照）、酸素（酸素燃焼過程参照）、ケイ素（ケイ素燃焼過程参照）が段階的に燃料として供給される。星の寿命の終わりに近づくと、大質量星内部の玉ねぎのような層状の殻に沿って核融合が続く。各殻は異なる元素を核融合し、最外殻では水素、次の殻ではヘリウムを核融合し、というように繰り返される。[95]

最終段階は、質量の大きい恒星が鉄を生成し始めるときに起こります。鉄の原子核はより重い原子核よりも強く結合しているため、鉄を超える核融合は純粋なエネルギー放出をもたらさないのです。[96]

一部の大質量星、特に高輝度青色変光星は非常に不安定で、超新星爆発と呼ばれる現象によって質量を宇宙空間に激しく放出し、その過程で著しく明るくなります。イータ・カリーナ星は、19世紀に大爆発と呼ばれる超新星爆発を起こしたことで知られています。

崩壊

恒星の核が収縮するにつれて、その表面からの放射強度が増加し、ガスの外殻に 放射圧が生じてそれらの層が押し出され、惑星状星雲が形成されます。外層大気が放出された後に残った質量が約1.4 M ☉未満の場合、恒星は地球ほどの大きさの比較的小さな天体へと収縮し、白色矮星と呼ばれます。白色矮星は、さらなる重力圧縮が起こるための質量を欠いています。[97]白色矮星内部の電子縮退物質はもはやプラズマではありません。最終的に、白色矮星は非常に長い時間をかけて黒色矮星へと変化していきます。 [98]

かに星雲は、西暦1050年頃に初めて観測された超新星の残骸です。

大質量星では、核融合は鉄の核が非常に大きくなり（1.4  M☉以上） 、もはや自身の質量を支えられなくなるまで続きます。この核は、電子が陽子に引き込まれ、電子捕獲と逆ベータ崩壊のバーストにより中性子、ニュートリノ、ガンマ線が生成されると突然崩壊します。この突然の崩壊によって発生した衝撃波により、星の残りの部分は超新星爆発を引き起こします。超新星は非常に明るくなり、一時的に星の母銀河全体を凌駕することもあります。天の川銀河内で発生する超新星は、歴史的に肉眼で観測され、以前は存在しなかったように見える場所に「新しい星」として現れてきました。[99]

超新星爆発は星の外層を吹き飛ばし、かに星雲のような残骸を残します。 [99]中心核は中性子星に圧縮され、パルサーやX線バーストとして現れることがあります。最も大きな星の場合、残骸は4  M ☉を超えるブラックホールです。[100]中性子星では、物質は中性子縮退物質と呼ばれる状態にあり、よりエキゾチックな形の縮退物質であるQCD物質が中心核に存在する可能性があります。[101]

死にゆく恒星の外層には重元素が含まれており、新しい恒星の形成過程で再利用される可能性があります。これらの重元素は岩石惑星の形成を可能にします。超新星からの流出と巨大な恒星の恒星風は、星間物質の形成に重要な役割を果たします。[99]

連星

連星の進化は、同じ質量の単独の恒星の進化とは大きく異なる場合がある。例えば、恒星が膨張して赤色巨星になると、物質が重力で束縛されている周囲の領域であるロッシュ・ローブから物質が溢れ出すことがある。連星系内の恒星が十分に近い場合、その物質の一部がもう一方の恒星に溢れ出し、接触連星、共通外層連星、激変星、青色はぐれ星[ 102]、Ia型超新星などの現象を引き起こす。質量移動は、系内で最も進化した恒星が最も質量が小さいというアルゴルのパラドックスのような事例につながる。 [103]

連星系および高次恒星系の進化は、多くの恒星が連星系を構成することが発見されているため、精力的に研究されています。太陽のような恒星の約半数、そしてより質量の大きい恒星のさらに高い割合は、複数の恒星系で形成されており、これは新星や超新星、特定の種類の恒星の形成、そして元素合成生成物による宇宙の豊穣といった現象に大きな影響を与える可能性があります。[104]

連星の進化が、高輝度青色変光星、ウォルフ・ライエ星、そしてある種の重力崩壊型超新星の祖星といった進化した大質量星の形成に及ぼす影響については、依然として議論が続いている。単独の大質量星は、観測されるような種類と数の進化した星を形成するのに十分な速さで外層を放出できない可能性があり、また、観測されるような超新星として爆発する祖星を生成することもできない可能性がある。連星系における重力剥離による質量移動が、この問題の解決策となると考える天文学者もいる。[105] [106] [107]

分布

A型主系列星の周りを公転する白色矮星、シリウス系の想像図

星は宇宙全体に均一に広がっているわけではなく、通常は星間ガスや塵とともに銀河としてグループ化されています。天の川銀河のような典型的な大きな銀河には、数千億個の星が含まれています。2兆個以上の（10 12）の銀河がありますが、そのほとんどは天の川銀河の10％未満の質量です。[108]全体として、10 22と10の24乗の星[109] [110]は、地球上の砂粒の総数よりも多くの星です。 [111] [112] [113]ほとんどの星は銀河の中にありますが、大きな銀河団の星の光の10～50％は、銀河の外にある星から来ている可能性があります。[114] [115] [116]

多重星系は、重力で結びついた2つ以上の恒星が互いの周りを公転して構成されます。最も単純で一般的な多重星系は連星ですが、3つ以上の恒星からなる系も存在します。軌道の安定性のため、このような多重星系は階層的な連星系に編成されることがよくあります。[117]より大きなグループは星団と呼ばれます。これらは、数個の恒星からなる緩やかな恒星団から、数十から数千の恒星からなる散開星団、さらに数十万の恒星からなる巨大な球状星団まで多岐にわたります。このような星系は、主銀河の周りを公転しています。散開星団または球状星団の恒星はすべて同じ巨大分子雲から形成されたため、通常、すべてのメンバーの年齢と組成は類似しています。[90]

多くの恒星が観測されており、そのほとんどまたはすべてが、もともと重力で束縛された多重星系で形成された可能性があります。これは特に、非常に質量の大きいO型およびB型の恒星に当てはまり、これらの80%は多重星系の一部であると考えられています。単独の恒星系の割合は恒星の質量が減少するにつれて増加するため、赤色矮星のわずか25%にのみ恒星の伴星があることが知られています。すべての恒星の85%が赤色矮星であるため、天の川銀河の恒星の3分の2以上は単独の赤色矮星である可能性があります。[118] 2017年に行われたペルセウス分子雲の研究では、天文学者は新しく形成された恒星のほとんどが連星系であることを発見しました。データを最もよく説明するモデルでは、すべての恒星は最初は連星として形成されましたが、後にいくつかの連星が分裂して単独の恒星を残しました。[119] [120]

NGC 6397のこの画像には、ヘルツシュプルング・ラッセル図上の位置から青色はぐれ星として知られる星が含まれています。

太陽を除けば地球に最も近い恒星はプロキシマ・ケンタウリで、42465光年（40兆1750億キロメートル）離れています。スペースシャトルの軌道速度である秒速8キロメートル（時速2万9000キロメートル）で移動すると、到着までに約15万年かかります。[121]これは銀河円盤における恒星間の距離の典型的な例です。[122]恒星は、銀河中心[123]や球状星団[124]では互いにはるかに接近することもありますし、銀河ハロー[125]でははるかに離れることもあります。

銀河核の外側では恒星間の距離が比較的大きいため、恒星同士の衝突は稀であると考えられています。球状星団の核や銀河中心のような高密度領域では、衝突はより頻繁に発生する可能性があります。[126]このような衝突は、ブルー・ストラッグラーと呼ばれる星を生み出すことがあります。これらの異常な星は表面温度が高く、所属する星団の主系列分岐点にある星よりも青い色をしています。標準的な恒星進化では、ブルー・ストラッグラーは既に主系列から進化しているため、星団内では見られません。[127]

特徴

星に関するほぼすべては、明るさ、大きさ、進化、寿命、最終的な運命などの特性を含め、初期の質量によって決まります。

年

ほとんどの星の年齢は10億年から100億年です。中には、観測されている宇宙の年齢である138億年に近い星もあります。これまでに発見された中で最も古い星であるHD 140283（メトセラ星の愛称）の年齢は、推定144.6±0.8億年です。[128]（この値は不確実性があるため、プランク衛星によって測定された宇宙の年齢13799±0.021とは矛盾しません。）[128] [129]

星の質量が大きいほど寿命は短くなります。これは主に、質量の大きい星は中心核にかかる圧力が高く、水素をより速く燃焼させるためです。質量の最も大きい星の寿命は平均数百万年ですが、質量が最小の星（赤色矮星）は燃料の燃焼が非常に遅く、数百億年から数千億年も持続することがあります。[130] [131]

化学組成

現在の天の川銀河で星が形成される際、質量で測定すると、約71%の水素と27%のヘリウム[133]で構成され、より重い元素は少量含まれています。重元素の割合は通常、恒星大気中の鉄含有量で測定されます。鉄は一般的な元素であり、その吸収線は比較的測定しやすいためです。重元素の割合は、その恒星に惑星系が存在する可能性を示す指標となる可能性があります。[134]

2005年現在、鉄含有量が最も低い恒星は矮星HE1327-2326で、太陽の鉄含有量のわずか20万分の1しかありません。[135]対照的に、超金属豊富な恒星μレオニスは太陽のほぼ2倍の鉄含有量を持ち、惑星を持つ恒星14ヘルクレス座はほぼ3倍の鉄含有量を持っています。[136]化学的に特異な恒星は、スペクトル中に特定の元素、特にクロムと希土類元素の異常な豊富さを示します。[137]太陽を含む、より低温の外層大気を持つ恒星は、様々な二原子分子と多原子分子を​​形成できます。[138]

よく知られている超巨星と極超巨星の大きさの比較。白鳥座 OB2-12、カリーナ座 V382、ベテルギウス、ケフェウス座 VV、おおいぬ座 VYが描かれています。

直径

太陽以外の恒星は地球から非常に遠いため、肉眼では地球の大気の影響できらめく夜空の光点として見えます。太陽は地球に十分近いため、円盤のように見え、昼光を提供します。太陽以外で、最も見かけの大きさが大きい恒星はかじき座R星で、視直径はわずか0.057秒角です。[139]

ほとんどの恒星の円盤は、現在の地上の光学望遠鏡では観測できないほど角径が小さいため、これらの天体の画像を作成するには干渉計望遠鏡が必要となる。恒星の角径を測定するもう一つの方法は、掩蔽である。月によって掩蔽される恒星の明るさの低下（または再び現れた際の明るさの上昇）を正確に測定することで、恒星の角径を計算することができる。[140]

星の大きさは、直径20～40kmの中性子星から、オリオン座のベテルギウスのような直径が太陽の約640倍で密度がはるかに低い超巨星まで様々です。 [ 142 ]

運動学

プレアデス星団は、おうし座にある散開星団です。これらの星々は宇宙空間において共通の運動をしています。[143]

太陽に対する恒星の相対的な運動は、恒星の起源や年齢、周囲の銀河の構造や進化について有用な情報を提供します。[144]恒星の運動の要素は、太陽に向かう、または太陽から遠ざかる視線速度と、固有運動と呼ばれる横方向の角運動で構成されています。[145]

視線速度は、星のスペクトル線のドップラーシフトによって測定され、km/ sの単位で表されます。星の固有運動、すなわち視差は、精密な天体測定によって決定され、単位はミリ秒（mas）/年です。星の視差と距離がわかれば、固有運動速度を計算できます。視線速度と合わせることで、全体の速度を計算できます。固有運動速度の大きい星は太陽に比較的近い位置にある可能性が高いため、視差測定に適しています。[146]

両方の運動速度が分かれば、太陽または銀河に対する恒星の相対的な空間速度を計算することができる。近傍恒星の中で、若い種族Iの恒星は、より古い種族IIの恒星より​​も一般的に速度が低いことが分かっている。後者は銀河面に対して傾斜した楕円軌道を持つ。 [147]近傍恒星の運動学を比較することで、天文学者はそれらの起源を巨大分子雲内の共通点にまで遡ることができる。このような共通点を持つ恒星群は、恒星連星と呼ばれる。[148]

磁場

ゼーマン・ドップラー法によって再構成されたSU Aur （ T Tauri型の若い星）の表面磁場

恒星の磁場は、対流循環が発生する内部領域で生成されます。この導電性プラズマの動きは、発電機のように機能します。発電機では、電荷の動きが機械式発電機と同様に磁場を誘導します。これらの磁場は、恒星全体と外部にまで広範囲に広がります。磁場の強さは恒星の質量と組成によって変化し、表面の磁気活動の量は恒星の自転速度に依存します。この表面活動によって、強い磁場と通常よりも低い表面温度を持つ領域である恒星黒点が生成されます。コロナループは、恒星の表面から恒星の外層大気であるコロナへと上昇する、アーチ状の磁場フラックスラインです。コロナループは、その長さに沿って伝導するプラズマによって観測されます。恒星フレアは、同じ磁気活動によって放出される高エネルギー粒子のバーストです。[149]

若く、高速で自転する恒星は、磁場の影響で表面活動が活発になる傾向があります。磁場は恒星の恒星風に作用し、ブレーキとして機能し、時間の経過とともに自転速度を徐々に遅くします。そのため、太陽のような古い恒星は自転速度がはるかに遅く、表面活動も低くなります。ゆっくりと自転する恒星の活動レベルは周期的に変動する傾向があり、一定期間完全に停止することもあります。[150]例えば、マウンダー極小期には、太陽は70年間にわたって黒点活動がほとんど見られませんでした。[151]

質量

恒星の質量は、太陽質量の半分未満から200倍を超えるものまで様々です（質量の最も大きい恒星の一覧を参照）。最も質量の大きい恒星の1つはイータ・カリーナ[152]で、太陽の100～150倍の質量を持ちますが、寿命はわずか数百万年です。質量の最も大きい散開星団の研究では、 現宇宙の時代における恒星の大まかな上限は1億5000万光年と示唆されています。 [153]これは、降着するガス雲への放射圧の増加により、形成中の恒星の質量の理論的限界に対する経験的な値を表しています。大マゼラン雲のR136星団には、これよりも大きな質量を持つ恒星がいくつか観測されていますが[154] 、それらは近接した連星系における大質量恒星の衝突・合体によって形成された可能性があり、質量の1億5000万光年という恒星形成の限界を回避していることが判明しています 。 [155]

反射星雲 NGC 1999は、オリオン座V380星によって明るく照らされています。空の黒い部分は、これまで考えられていた暗黒星雲ではなく、広大な空間の穴です。

ビッグバン後に形成された最初の星は、 リチウムより重い元素が全く含まれていなかったため、最大300 M ☉と、より大きかった可能性がある[156]。この世代の超大質量種族III星は、宇宙のごく初期に存在していた可能性が高い（つまり、高い赤方偏移を示すことが観測されている）。そして、後の惑星や生命の形成に必要な、水素より重い化学元素の生成を開始した可能性がある。2015年6月、天文学者たちは、 z = 6.60のコスモス赤方偏移7銀河に種族III星の証拠が見つかったと報告した[157] [158]。

2MASS J0523-1403 は木星のわずか 80 倍の質量 ( M J ) で、中心部で核融合反応を起こしている既知の最小の恒星です。[159]太陽と同等の金属量を持つ恒星の場合、中心部で核融合反応を起こすことができる理論上の最小質量は約 75 M Jと推定されています。[160] [161]金属量が非常に低い場合、恒星の最小サイズは太陽質量の約 8.3%、つまり約 87 M Jのようです。[161] [162]褐色矮星と呼ばれるより小さな天体は、恒星と巨大ガス惑星の間の定義があいまいなグレーゾーンを占めています。[160] [161]

恒星の半径と質量の組み合わせによって、その表面重力が決まります。巨星の表面重力は主系列星よりもはるかに低く、白色矮星のような縮退したコンパクトな星ではその逆です。表面重力は恒星のスペクトルの見え方に影響を与え、重力が高ければ吸収線が広がります。[36]

回転

恒星の自転速度は分光測定によって決定できるが、より正確には恒星の黒点を追跡することで決定できる。若い恒星は赤道上で100 km/s以上の速度で自転することがある。例えば、B型恒星アケルナルは赤道速度が約225 km/s以上であるため、赤道が外側に膨らみ、赤道直径は両極間の直径より50%以上も大きくなる。この自転速度は、恒星が分裂する臨界速度である300 km/sをわずかに下回る。[163]一方、太陽は緯度に応じて25～35日で自転し、[164]赤道速度は1.93 km/sである。[165]主系列星は、磁場と恒星風の影響を受けて、主系列で進化するにつれて自転速度が大幅に遅くなる。[166]

縮退星は質量がコンパクトに収縮し、その結果、自転速度が速くなります。しかし、角運動量保存則（回転体がサイズの収縮を補うために自転速度を増加させる傾向）から予想される値と比較すると、その自転速度は比較的低くなります。星の角運動量の大部分は、恒星風による質量損失によって散逸します。[167]それにもかかわらず、パルサーの自転速度は非常に速くなることがあります。例えば、かに星雲の中心にあるパルサーは、1秒間に30回自転します。 [168]パルサーの自転速度は、放射線の放出によって徐々に低下します。[169]

温度

主系列星の表面温度は、その中心核のエネルギー生産率と半径によって決まり、多くの場合、星の色指数から推定されます。[170]温度は通常、有効温度で表されます。有効温度とは、中心核と同じ表面積あたりの光度でエネルギーを放射する理想的な黒体の温度です。有効温度は表面のみを表すもので、中心核に向かって温度が上昇します。[171]星の中心核領域の温度は数百万ケルビンです。[172]

恒星の温度は様々な元素の電離率を決定し、スペクトルに特徴的な吸収線を生じます。恒星の表面温度は、その視等級と吸収特性とともに、恒星の分類に用いられます（下記の分類を参照）。[36]

大質量の主系列星の表面温度は50,000 Kに達することもあります。太陽のような小さな星の表面温度は数千 Kです。赤色巨星の表面温度は約3,600 Kと比較的低いですが、外表面積が大きいため、光度は高くなります。[173]

放射線

イータ・カリーナは不安定な青色極超巨星で、質量は太陽の約100倍、幅は700倍以上、明るさは400万倍です。19世紀に起きた「大噴火」と呼ばれる現象により、イータ・カリーナは明るくなり、激しく質量を噴き出して、周囲を囲むホムンクルス星雲（写真）を形成しました。

星が核融合反応によって生み出すエネルギーは、電磁波と粒子線の両方として宇宙に放射されます。星から放出される粒子線は恒星風として現れ、[174]電荷を帯びた陽子、アルファ粒子、ベータ粒子として外層から吹き出しています。質量がほぼゼロのニュートリノは、恒星の中心核から直接、一定の速度で放出されています。[175]

星が明るく輝くのは、中心部でエネルギーが生成されるからです。2つ以上の原子核が融合して、より重い元素の単一の原子核が形成されるたびに、核融合生成物からガンマ線 光子が放出されます。このエネルギーは、星の外層に到達するまでに、可視光などのより低い周波数の電磁エネルギーに変換されます。 [176]

星の色は、可視光線の最も強い周波数によって決まり、光球を含む星の外層の温度に依存します。[177]可視光線に加えて、星は人間の目には見えない形態の電磁放射を放射します。実際、星の電磁放射は、最長波長の電波から赤外線、可視光線、紫外線、そして最短のX線やガンマ線まで、電磁スペクトル全体に及びます。星から放射される総エネルギーの観点から見ると、星の電磁放射のすべての成分が重要というわけではありませんが、すべての周波数は星の物理的性質を理解する手がかりとなります。[175]

天文学者は恒星のスペクトルを用いて、恒星の表面温度、表面重力、金属量、自転速度を決定することができます。視差の測定などによって恒星までの距離がわかれば、恒星の光度を推定できます。そして、恒星モデルに基づいて、質量、半径、表面重力、自転周期を推定することができます。（連星系の恒星の質量は、軌道速度と距離を測定することで計算できます。重力マイクロレンズ効果は、単一の恒星の質量を測定するために利用されています。[178]）これらのパラメータを用いて、天文学者は恒星の年齢を推定することができます。[179]

明るさ

恒星の光度とは、単位時間あたりに放射する光やその他の放射エネルギーの量です。その単位は電力です。恒星の光度は、その半径と表面温度によって決まります。多くの恒星は、表面全体にわたって均一に放射しているわけではありません。例えば、高速で自転する恒星ベガは、赤道面よりも極面においてエネルギーフラックス（単位面積あたりの電力）が高くなります。 [180]

恒星表面の、平均よりも温度と光度が低い斑点は、恒星黒点として知られています。太陽のような小さな矮星は、一般的に、小さな黒点のみからなる、本質的に特徴のない円盤を有しています。巨星は、はるかに大きく、より顕著な黒点を有し、[150]強い恒星周辺減光を示します。つまり、恒星円盤の端に向かって明るさが低下します。[181]くじら座UV星のような赤色矮星フレア星は、顕著な黒点の特徴を示すことがあります。[182]

大きさ

恒星の見かけの明るさは、見かけの等級で表されます。これは、恒星の光度、地球からの距離、星間塵やガスによる減光、そして地球の大気圏を通過する際の恒星の光の変化によって決まります。固有等級、すなわち絶対等級は、恒星の光度と直接関係しており、地球と恒星の距離が10パーセク（32.6光年）の場合の恒星の見かけの等級です。[183]

見かけの等級と絶対等級はどちらも対数単位です。等級の整数倍の差は、明るさの変化に約2.5倍（ 100の5乗根、約2.512）に相当します。これは、1等星（+1.00）は2等星（+2.00）の約2.5倍、 6等星（+6.00）の約100倍明るいことを意味します。良好なシーイング条件下で肉眼で見える最も暗い星は、約+6等級です。[186]

見かけの等級と絶対等級の両方において、等級の数字が小さいほど星は明るく、等級の数字が大きいほど星は暗くなります。どちらの等級でも、最も明るい星は負の等級を持ちます。2つの星の明るさの差（Δ L ）は、明るい星の等級（ m b）から暗い星の等級（m f ）を引いた値を、底数2.512の指数として用いることで計算されます。つまり、以下の式が成り立ちます。

星の絶対等級（M）と見かけの等級（m）は、明るさと地球からの距離の両方に対して同じではありません。[185]たとえば、明るい星シリウスの見かけの等級は-1.44ですが、絶対等級は+1.41です。

太陽の見かけの等級は-26.7ですが、絶対等級は+4.83です。地球から夜空で最も明るい星であるシリウスは、太陽の約23倍の明るさです。一方、夜空で2番目に明るい星であるカノープスは、絶対等級-5.53で、太陽の約14,000倍の明るさです。カノープスはシリウスよりもはるかに明るいにもかかわらず、シリウスの方が明るく見えます。これは、シリウスが地球からわずか8.6光年であるのに対し、カノープスは310光年とはるかに遠いためです。[187]

最も明るい既知の恒星の絶対等級はおよそ-12で、これは太陽の光度の600万倍に相当します。[188]理論的には、最も明るい恒星は、中心核で水素の核融合反応を起こせる質量の下限にあります。この限界よりわずかに高い質量の恒星は、NGC 6397星団で発見されています。この星団で最も暗い赤色矮星は絶対等級15ですが、17等級の白色矮星も発見されています。[189] [190]

分類

現在の恒星分類システムは20世紀初頭に始まり、当時は水素線の強度に基づいてAからQまで分類されていました。[192]水素線の強度は温度の単純な線形関数であると考えられていましたが、実際にはより複雑でした。温度の上昇とともに強度が増し、9000 K付近でピークに達し、それを超えると強度が低下しました。その後、分類は温度によって再分類され、現代の分類体系はこれに基づいています。[193]

恒星はスペクトルに基づいて一文字の分類が与えられ、非常に高温のO型から、大気中に分子が形成されるほど低温のM型までがある。主な分類は、表面温度の降順で、 O、B、A、F、G、K、Mとなる。様々な希少なスペクトル型には特別な分類が与えられる。最も一般的なのはL型とT型で、最も低温の低質量星と褐色矮星を分類する。各文字には10の細分があり、温度の降順で0から9までの番号が付けられている。しかし、この分類は極端に高温になると破綻し、O0型とO1型は存在しない可能性がある。[194]

さらに、恒星はスペクトル線に見られる光度効果によって分類される。この効果は恒星の空間的大きさに対応し、表面重力によって決定される。これらの分類は、0（極超巨星）からIII（巨星）まで、そしてV（主系列矮星）までの範囲に及ぶ。一部の研究者はVII（白色矮星）を加える。主系列星は、絶対等級とスペクトル型に従ってグラフ化すると、狭い対角線状の帯状に位置する。[194]太陽は、中間温度で通常の大きさの主系列G2V型黄色矮星である。[195]

スペクトル型の末尾に小文字を付加することで、スペクトルの特異な特徴を示す追加の命名法があります。例えば、「e」は輝線の存在を示し、「m」は金属の異常に強いレベルを表し、「var」はスペクトル型の変動を表します。[194]

白色矮星は、Dで始まる独自のクラスを持ちます。これはさらに、スペクトル中に見られる顕著な線の種類に応じて、 DA、DB、DC、DO、DZ、DQの各クラスに分類されます。DQの後に温度を示す数値が続きます。[196]

変光星

ミラは漸近巨星分枝の振動変光星であり、その非対称な外観で知られる、寿命の終わりに近づいている赤色巨星です。

変光星は、固有の性質または外在的な性質により、周期的またはランダムな光度変化を示します。固有変光星のうち、主型は3つの主要なグループに分類できます。

恒星進化の過程で、脈動変光星となる段階を経る恒星があります。脈動変光星は、時間の経過とともに半径と光度が変化し、星の大きさに応じて数分から数年にわたる周期で膨張と収縮を繰り返します。このカテゴリーには、セファイド変光星やセファイド型変光星、そしてミラのような長周期変光星が含まれます。[197]

爆発的変光星は、フレアや質量放出現象によって突然光度が増加する星です。[197]このグループには、原始星、ウォルフ・ライエ星、フレア星、巨星、超巨星が含まれます。

激変変星、あるいは爆発変光星とは、その性質が劇的に変化する星のことです。このグループには、新星と超新星が含まれます。近傍に白色矮星を含む連星系は、新星やIa型超新星など、特定の種類の壮大な恒星爆発を引き起こすことがあります。[89]白色矮星が伴星から水素を吸収し、質量を蓄積して水素が核融合反応を起こすことで爆発が起こります。[198]一部の新星は反復性で、周期的に中程度の振幅で爆発を起こします。[197]

恒星の明るさは、食連星や自転する恒星など外的要因によって変化することがあります。極端な黒点が生じる原因としては、食連星が挙げられます。[197]食連星の代表的な例としてはアルゴルが挙げられます。アルゴルの明るさは、2.87日間で2.1等級から3.4等級まで変化します。[199]

構造

主系列星の内部構造（質量は太陽質量で表示）、対流層（矢印の周期で表示）、放射層（赤色の閃光で表示）。左から赤色矮星、黄色矮星、青白色の主系列星。

安定した恒星の内部は静水力平衡状態にあり、小さな体積にかかる力はほぼ完全に釣り合っている。釣り合っている力は、内向きの重力と恒星内部の圧力勾配による外向きの力である。圧力勾配はプラズマの温度勾配によって決まり、恒星の外側は中心核よりも低温である。主系列星や巨星の中心核の温度は、少なくとも10 7  K。主系列星の水素燃焼核で生じる温度と圧力は、核融合が起こるのに十分であり、星のさらなる崩壊を防ぐのに十分なエネルギーを生成するのに十分である。[200] [201]

原子核が核融合反応を起こすと、ガンマ線の形でエネルギーを放出します。これらの光子は周囲のプラズマと相互作用し、核の熱エネルギーを増加させます。主系列の恒星は水素をヘリウムに変換し、核におけるヘリウムの割合をゆっくりと、しかし着実に増加させます。最終的にヘリウムが優勢になり、核でのエネルギー生産は停止します。代わりに、0.4  M☉を超える恒星では、縮退したヘリウム核の周囲をゆっくりと膨張する殻の中で核融合反応が起こります。[202]

安定した恒星の内部は、静水圧平衡に加えて、熱平衡のエネルギーバランスを維持します。内部全体に放射状の温度勾配があり、その結果、エネルギー流が外部に向かって流れます。恒星内のどの層から出て行くエネルギー流は、下から入ってくるエネルギー流と正確に一致します。[203]

放射層とは、恒星内部において、対流による熱伝達が効率が悪いため、外向きのエネルギー流束が放射熱伝達に依存する領域である。この領域ではプラズマは乱されず、質量運動は消滅する。そうでない場合、プラズマは不安定になり、対流が発生し、対流層が形成される。これは、例えば、核付近などエネルギー流束が非常に高い領域や、外層のように不透明度が高い領域（放射熱伝達が効率が悪い）で発生する可能性がある。 [201]

主系列星の外層における対流の発生は、星の質量に依存する。太陽の数倍の質量を持つ星は、内部深部に対流層を持ち、外層に放射層を持つ。太陽のような小さな星は正反対で、対流層は外層に位置する。[204] 0.4 M☉未満の赤色矮星は、 星全体が対流しており、ヘリウム核の蓄積を妨げている。[86]ほとんどの星では、対流層は星の年齢や内部構造の変化に伴い、時間とともに変化する。[201]

太陽の断面図

光球とは、観測者に見える恒星の部分です。これは、恒星のプラズマが光子に対して透明になる層です。ここから、中心核で発生したエネルギーが宇宙空間へと自由に伝播します。太陽黒点（平均温度よりも低い領域）は、この光球内部に現れます。 [205]

光球面より上は恒星の大気である。太陽のような主系列星では、大気の最下層、すなわち光球のすぐ上に薄い彩層領域があり、ここでスピキュールが現れ、恒星フレアが始まる。この上は遷移領域であり、わずか100 km (62 mi) の距離内で温度が急激に上昇する。この先にはコロナがあり、これは数百万 km に及ぶこともある過熱プラズマの塊である。[206]コロナの存在は、恒星の外層の対流層に依存しているようである。[204]コロナは高温であるにもかかわらず、ガス密度が低いためほとんど光を放射しない。[207]太陽のコロナ領域は通常、日食のときにのみ見える。

コロナからは、プラズマ粒子からなる恒星風が恒星から外側へ広がり、星間物質と相互作用します。太陽の場合、太陽風の影響はヘリオスフィアと呼ばれる泡状の領域全体に及んでいます。[208]

核融合反応経路

原子核が融合すると、融合生成物の質量は元の部分の質量よりも小さくなります。この失われた質量は、質量エネルギー等価関係に従って電磁エネルギーに変換されます。[209]恒星の中心部では、質量と組成に応じて様々な核融合反応が起こります。

水素の核融合プロセスは温度に敏感であるため、中心核の温度が適度に上昇すると、核融合速度が大幅に上昇します。その結果、主系列星の中心核の温度は、小型のM型星の400万ケルビンから、大質量のO型星の4000万ケルビンまでしか変化しません。[172]

太陽では、1600万ケルビンの核で水素が陽子-陽子連鎖反応でヘリウムに融合する。[210]

4 1 H → 2 2 H + 2 e + + 2 ν e (2 x 0.4 M eV )
2 e + + 2 e − → 2 γ (2 x 1.0 MeV)
2 1 H + 2 2 H → 2 3 He + 2 γ (2 x 5.5 MeV)
2 3 He → 4 He + 2 1 H (12.9 MeV)

他にも、3 He と4 He が結合して7 Beを形成し、最終的に (別の陽子が加わって) 2 つの4 He が生成され、1 つ増加する経路がいくつかあります。

これらすべての反応により、全体的な反応は次のようになります。

4 1 H → 4 He + 2γ + 2ν e (26.7 MeV)

ここで、γはガンマ線光子、νeはニュートリノ、HとHeはそれぞれ水素とヘリウムの同位体です。この反応によって放出されるエネルギーは数百万電子ボルト単位です。個々の反応はごくわずかなエネルギーしか生み出しませんが、膨大な数の反応が絶えず起こるため、恒星の放射出力を維持するのに必要なエネルギーがすべて生成されます。比較すると、2つの水素ガス分子と1つの酸素ガス分子が燃焼した場合に放出されるエネルギーはわずか5.7電子ボルトです。

より質量の大きい恒星では、炭素-窒素-酸素サイクルと呼ばれる炭素触媒反応のサイクルでヘリウムが生成されます。[210]

1億ケルビンの核を持ち、質量が0.5～10 M☉の進化した恒星では 、中間元素ベリリウムを使用するトリプルアルファ過程でヘリウムが炭素に変換される可能性がある。[210]

4 He + 4 He + 92 keV → 8* Be
4 He + 8* Be + 67 keV → 12* C
12* C → 12 C + γ + 7.4 MeV

全体的な反応は次のようになります。

大質量星における連続核融合プロセスの概要
3 4 He → 12 C + γ + 7.2 MeV

大質量星では、収縮する中心核において、ネオン燃焼過程と酸素燃焼過程を経て、より重い元素が燃焼します。恒星における元素合成過程の最終段階は、安定同位体である鉄56を生成するシリコン燃焼過程です。 [210]さらなる核融合はエネルギーを消費する吸熱反応であるため、さらなるエネルギーは重力崩壊によってのみ生成されます。

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ウィキメディア コモンズには、星に関連するメディアがあります。
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