星：特性、それらの形成方法、ライフサイクル、構造 - 理科 - 2025

スターは、ガスからなる天体であり、主に水素とヘリウム、及びそれを拡大して圧縮する傾向が重力の力、気体の圧力、に平衡おかげで保持しました。

このプロセスでは、星は核から大量のエネルギーを生成します。その中には、水素からヘリウムやその他の元素を合成する核融合炉があります。

図1.トーラスの星座にあるプレアデス星団は、北の冬に見え、400光年離れたところにある約3,000の星の集まりです。出典：ウィキメディア・コモンズ。

これらの核融合反応では、質量は完全には保存されませんが、ごく一部がエネルギーに変換されます。また、星の質量は非常に大きいので、最小の星の1つであっても、1秒あたりに放出されるエネルギーの量は膨大です。

星の特徴

星の主な特徴は次のとおりです。

- 質量：太陽の質量のごく一部から超大質量星まで、非常に変動しやすく、質量は太陽の質量の数倍です。

- 温度：これも変数です。星の明るい表面である光球では、温度は50000〜3000 Kの範囲です。その中心にある間、それは数百万のケルビンに達します。

- 色：温度と質量に密接に関連しています。星が熱いほど、色は青くなり、逆に、冷たいほど、赤くなります。

- 輝度：星から放射されるパワーに依存しますが、通常は均一ではありません。最も暑くて最大の星が最も明るいです。

- マグニチュード：地球から見たときの見かけの明るさです。

- 移動：星には、フィールドに対する相対移動と回転移動があります。

- 年齢：星は宇宙と同じくらい古い可能性があります-約138億年-10億年と同じくらい若いです。

星はどのように形成されますか？

太陽、天の川の何百万もの星の1つ。

星は、宇宙のガスと塵の巨大な雲の重力崩壊から形成され、その密度は常に変動します。これらの雲の原始物質は水素分子とヘリウムであり、地球上のすべての既知の元素の痕跡でもあります。

空間に広がるこの大量の質量を構成する粒子の動きはランダムです。しかし、時々密度はある時点でわずかに増加し、圧縮を引き起こします。

ガスの圧力はこの圧縮を元に戻す傾向がありますが、分子同士を引き寄せる重力は少し高くなります。これは、粒子が互いに接近しているため、この効果を打ち消すためです。

さらに、重力が質量をさらに増加させる原因となっています。これが発生すると、温度は徐々に上昇します。

この凝縮プロセスを大規模に、いつでも利用できると想像してください。重力は放射状であり、このようにして形成された物質の雲は球対称になります。プロトスターと呼ばれています。

さらに、この物質の雲は静的ではなく、物質が収縮するにつれて急速に回転します。

時間の経過とともに、コアは非常に高い温度と非常に高い圧力で形成され、星の核融合炉になります。これには臨界質量が必要ですが、それが起こると、星は平衡に達し、いわば大人の生命が始まります。

星の質量とその後の進化

核で発生する可能性のある反応の種類は、核が最初に持っている質量とそれに続く星の進化に依存します。

太陽の質量の0.08倍未満の質量-約2 x 10 30 kg-核は点火しないため、星は形成されません。このようにして形成されたオブジェクトは徐々に冷却され、結露が遅くなり、褐色の矮星が発生します。

一方、原始星が大きすぎると、星になるのに必要なバランスが取れなくなり、激しく崩壊してしまいます。

重力崩壊による星形成の理論は、宇宙の定常状態の理論も提案したイギリスの天文学者で宇宙論者のジェームズジーンズ（1877-1946）によるものです。今日、物質が継続的に作成されるとするこの理論は、ビッグバン理論に賛成して破棄されました。

星のライフサイクル

上で説明したように、星はガスと宇宙塵でできた星雲の凝縮プロセスによって形成されます。

このプロセスには時間がかかります。恒星が最終的な安定を獲得する間、それは1000万年から1500万年の間に起こると推定されています。膨張ガスの圧力と圧縮重力の力が釣り合うと、星はいわゆるメインシーケンスに入ります。

その質量によると、星はヘルツスプルングラッセル図または略してHR図の線の1つにあります。これは、恒星の進化のさまざまな線を示すグラフです。これらの線はすべて、星の質量によって決定されます。

このグラフでは、星は、以下に示すように、それらの実効温度に基づいて光度に従ってランク付けされています。

図2. 1910年頃に天文学者のEjnar HertzsprungとHenry Russellが独自に作成したHR図。出典：Wikimedia Commons。それ 。

恒星進化線

主なシーケンスは、図の中心を通るほぼ対角の領域です。それらの質量によると、そこに、ある時点で、新しく形成された星が入ります。

一番暑くて、明るくて、最も重い星は上と左にあり、最も冷たくて小さい星は右下にあります。

質量は、何度か言われているように、恒星の進化を支配するパラメータです。実際、非常に大きな星は燃料をすぐに使い果たしますが、赤い矮星などの小さくてクールな星は、よりゆっくりと燃料を管理します。

図3.惑星（1と2）と星（3、4、5、6）のサイズの比較。出典：ウィキメディア・コモンズ。Dave Jarvis（https://dave.autonoma.ca/）。

人間にとって、赤い小人は事実上永遠であり、既知の赤い小人はまだ死んでいません。

メインシーケンスに隣接しているのは、その進化により他のラインに移動したスターです。したがって、上は巨大で超巨大な星であり、白い矮星の下です。

スペクトル型

遠くの星から私たちにやって来るのはそれらの光であり、その分析から、星の性質について多くの情報が得られます。HRダイアグラムの下部には、最も一般的なスペクトルタイプを示す一連の文字があります。

OBAFGKM

最も温度が高い星はOで、最も温度が低い星はクラスMです。次に、これらの各カテゴリは10の異なるサブタイプに分けられ、0〜9の番号で区別されます。たとえば、F5はF0とFの中間の星です。 G0。

モーガンキーナンの分類は、IからVまでのローマ数字で、スペクトルタイプに星の光度を追加します。このように、太陽はG2Vタイプの星です。星の大きな変動性を考えると、それらには他の分類があります。

図のHRダイアグラムによると、各スペクトルクラスには見かけの色があります。これは、楽器やほとんどの双眼鏡を持たない観察者が非常に暗くて澄んだ夜に見かけるおおよその色です。

以下は、古典的なスペクトルタイプによるその特性の簡単な説明です。

タイプO

彼らは紫の色合いを持つ青い星です。それらはHRダイアグラムの左上隅にあります。つまり、大きくて明るく、40,000〜20,000 Kの高い表面温度にあります。

このタイプの星の例は、北の冬の夜に見えるオリオン座の帯にあるアルニタックA、および同じ星座のシグマオリオン座です。

図4. Orionのベルトの3つの星。左から右にアルニタク、アルニラム、ミンタカ。さらに、Alnitakの隣にはFlameおよびHorsehead星雲があります。出典：ウィキメディア・コモンズ。

タイプB

肉眼で見やすいです。その色は白青で、表面温度は10,000〜7000 Kです。星座の2進星であるシリウスAは、白鳥の中で最も明るい星であるデネブと同様に、タイプAの星です。

タイプF

彼らは黄色がかった白く見え、表面温度は前のタイプのものよりもさらに低くなります：7000から6000 Kの間。北の冬の間に北半球の南にはるか遠くに見える星座カリーナの。

タイプG

それらは黄色で、温度は6000〜4800 Kです。太陽はこのカテゴリに分類されます。

Kタイプ

星の内部構造はほとんど遠くにあるため、原理的には簡単にはわかりません。

最も近い星である太陽の研究のおかげで、ほとんどの星は球対称の気体層で構成されており、その中心には核融合が起こる核があります。これは、星の総体積の約15％を占めます。

コアを取り巻くのはマントルやエンベロープのような層であり、最後に星の大気があり、その表面はその外側の限界と考えられています。これらの層の性質は、時間とともに変化し、星が進化する。

場合によっては、主な核燃料である水素がなくなると、星が膨張し、最も外側の層を空間に放出して、中心に裸の核が残る惑星状星雲と呼ばれるものを形成します。 、以下、白色矮星と呼ぶ。

それは正確には星のエンベロープ内にあり、コアから外層へのエネルギーの輸送が行われます。

図5.最も研究された星である太陽の層。出典：ウィキメディア・コモンズ。

星の種類

スペクトル型に特化したセクションでは、現在知られている星の種類が非常に一般的に言及されています。これは、その光の分析を通じて発見された特性の点で。

しかし、それらの進化を通じて、ほとんどの星はメインシーケンス上を移動し、メインシーケンスを離れて他のブランチに配置されます。赤い矮星だけが主なシーケンスに残ります。

頻繁に言及されている他の種類の星がありますが、それらについて簡単に説明します。

ドワーフ星

これは、非常に異なるタイプの星を表すのに使用される用語です。いくつかの星は非常に低い質量で形成されますが、はるかに高い質量で生まれた他の星は、その寿命の間に矮小になります。

実際、矮小星は宇宙で最も豊富な種類の星であるため、それらの特徴について少し考察する価値があります。

褐色小人

それらは、星を主系列に推進する原子炉を始動させるのに十分な質量がなかった原始星です。それらは木星のようなガス巨大惑星と赤い矮星の中間にあると考えることができます。

彼らは安定したエネルギー源を欠いているので、彼らはゆっくりと冷却する運命にあります。茶色の小人の一例は、星座ヴェラのルーマン16です。しかし、これまでにいくつかの惑星が発見されているため、惑星が惑星を周回することを妨げるものではありません。

赤い小人

図6.太陽、赤い小人Gliese 229A、茶色の小人Teide 1とGliese 229 B、および惑星Jupiterのサイズ比較。出典：ウィキメディア・コモンズによるNASA。

彼らの質量は小さく、太陽の質量よりも小さいですが、燃料を注意深く費やしているため、彼らの人生は主な順序で通過します。このため、それらはまたより寒いですが、それらは最も豊富なタイプの星であり、すべての中で最も長いです。

白い小人

中心の燃料がなくなり、赤い巨星になるまで膨らんだときにメインシーケンスを離れたのは星の残骸です。この後、星は外層を取り除き、サイズを小さくして、白い矮星であるコアのみを残します。

白色矮星段階は、赤い矮星でも青い巨星でもないすべての星の進化における1つの段階にすぎません。後者は非常に重いため、新星または超新星と呼ばれる巨大な爆発で寿命を終える傾向があります。

スターIKペガシは白い矮星の例です。これは何百万年も後の太陽を待ち受ける運命です。

青い小人

それらは架空の星です。つまり、それらの存在はまだ証明されていません。しかし、赤の小人が燃料を使い果たすと、最終的に青の小人に変わると考えられています。

黒い小人

それらは完全に冷却され、もはや光を放出しない古代の白色矮星です。

黄色とオレンジ色の小人

質量が太陽の質量に匹敵するか、それよりも小さいが、サイズと温度が赤い矮星よりも大きい星は、このように呼ばれることがあります。

中性子星

これは超巨大星の生命の最後の段階であり、すでに核燃料を使い果たしており、超新星爆発を被っています。爆発により、電子と陽子が融合して中性子になる点まで、残存星のコアは信じられないほどコンパクトになります。

中性子星は非常に高密度ですが、直径が約10 kmの球体に最大2倍の太陽質量を含めることができます。半径が大幅に減少したため、角運動量を保存するには回転速度を上げる必要があります。

それらのサイズのために、それらは星の隣で急速に回転するビームの形で放出する強力な放射によって検出され、パルサーとして知られているものを形成します。

星の例

星には生物と同様に共通の特徴がありますが、そのばらつきは非常に大きくなります。見てきたように、巨大で超巨大な星、矮星、中性子、変量、大きな質量、巨大なサイズ、より近く、より遠くにあります：

-夜空で最も明るい星は、星座おおいぬ座のシリウスです。

図7.約8光年離れた星座「おおいぬ座」のシリウスは、夜空で最も明るい星です。出典：Pixabay。

-PróximaCentauriは太陽に最も近い星です。

-距離が非常に重要であるため、最も明るい星であることは、最も明るいことを意味しません。知られている最も明るい星は、最も大きいものでもあります。大マゼラン星雲に属するR136a1です。

-R136a1の質量は太陽の質量の265倍です。

-質量が最大の星は必ずしも最大ではありません。これまでの最大の星は、星座シールドのUY Scutiです。その半径は、太陽の半径の約1708倍です（太陽の半径は6.96 x 108メートルです）。

-これまでで最も速い星はUS 708で、1200 km / sで移動していましたが、最近、それを超える別の星が発見されました：星座クレーンのS5-HVS1、速度は1700 km / s。犯人は天の川の中心にある超巨大ブラックホール射手座Aであると考えられています。

参考文献

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