星の一生: 主系列、赤色巨星、白色矮星、超新星と HR 図

すべては質量で決まる

星は、自分の重力でまとまり、熱い内部の圧力でつぶれずにいるガスの球です。その熱は中心核の核融合から生まれます。生まれたときの星の質量が、組成のわずかな影響とともに、中心核がどれだけ熱くなるか、どれだけ明るく輝くか、どれだけ生きるか、どう死ぬかを決めます。

ヘルツシュプルング・ラッセル図

1910 年ごろ、アイナー・ヘルツシュプルングとヘンリー・ノリス・ラッセルは、星を明るさと色で並べました。現在の形では、縦軸が光度 (太陽を 1 とした対数目盛)、横軸が表面温度で、高温の星ほど左にあります。星の光度、半径、温度は次の式で結びついています。

L = 4πR²σT⁴、つまり L ÷ L☉ = (R ÷ R☉)² × (T ÷ 5,772 K)⁴

そのため右上の星は低温なのに明るい、つまり巨大 (巨星と超巨星) で、左下の星は高温なのに暗い、つまりとても小さい (白色矮星) ということになります。星の約 90% は、主系列と呼ばれる斜めの帯の上にあります。

主系列

主系列の星は、中心核で水素をヘリウムに変える核融合をしています。これは星の一生で最も長い段階で、帯のどこにいるかは質量で決まります。重い星は高温で青く明るく、軽い星は低温で赤く暗いのです。光度は質量とともに急に大きくなり、太陽程度より重い星ではおよそ L ≈ M^3.5 です。星の燃料は質量に比例するので、寿命はおよそ

t ≈ 10¹⁰ 年 × M ÷ L

となります (M と L は太陽を単位とする値)。重い星は燃料が多いものの、それをずっと速く燃やすのです。

太陽のような星

準巨星と赤色巨星: 中心核の水素がなくなると、核融合はそのまわりの殻に移ります。中心核は縮んで熱くなり、外層は膨らんで冷えます。星は赤色巨星分枝を上り、太陽の 100 倍以上の半径と数千倍の光度になります。
ヘリウム燃焼: 約 1 億 K で中心核はヘリウムを炭素と酸素に変える核融合を始めます。約 2 太陽質量未満の星では、これが一気に起こります (ヘリウムフラッシュ)。星は約 1 億年の間、より小さく安定した巨星に縮みます。
漸近巨星分枝: 中心核のヘリウムがなくなると、ヘリウムと水素が 2 つの殻で燃えます。星はさらに膨らみ、強い星風で質量を失います。
惑星状星雲: 外層が光る殻となって流れ去り、あらわになった熱い中心核に照らされて、数万年の間輝きます。
白色矮星: 地球ほどの大きさで核融合のなくなった中心核が、数十億年かけてゆっくり冷えていきます。どの白色矮星も、チャンドラセカール限界 (約 1.4 太陽質量) より重くはなれません。

重い星

約 8 太陽質量より重い星は、赤色または青色の超巨星として、炭素、ネオン、酸素、ケイ素とより重い元素の核融合を、たまねぎのような層の中で続けます。段階ごとに期間は短くなり、ケイ素はおよそ 1 日で燃え尽きます。核融合は鉄で止まります。鉄は核融合してもエネルギーを生まないからです。鉄の中心核は 1 秒もかからずに崩壊して直径約 20 km の中性子星になり、その跳ね返りとニュートリノの奔流が星の残りを吹き飛ばして重力崩壊型超新星となり、一時は 10 億個の太陽ほどの明るさになります。約 20 〜 25 太陽質量を超えると、中心核はさらに崩壊してブラックホールになることがあります。最も重い星は、先に星風で外層を失い、高温のウォルフ・ライエ星になります。

軽い星

約 0.35 太陽質量より軽い赤色矮星は全体が対流しているので、新しい水素を中心核に混ぜ込み、そのほとんどを燃やします。寿命は何兆年にもなります。ビッグバンから 138 億年の間に主系列を離れる時間のあった赤色矮星はまだありません。モデルによれば、これらは熱くなって「青色矮星」になり、ヘリウム白色矮星として暗くなっていくと予測されています。

計算例

10 太陽質量の星: L ≈ 10^3.5 ≈ 3,200 L☉ なので、t ≈ 10¹⁰ × 10 ÷ 3,200 ≈ 3 × 10⁷ 年です。完全な恒星モデルでは約 2 × 10⁷ 年になり、大まかな法則でも桁は合っています。
赤色巨星: L = 2,500 L☉、T = 4,200 K の星の半径は R = √2,500 ÷ (4,200 ÷ 5,772)² = 50 ÷ 0.53 ≈ 94 R☉ で、215 R☉ である地球の軌道の大きさに近い値です。
白色矮星: 太陽は約 0.109 × 1 + 0.394 ≈ 0.5 太陽質量の白色矮星を残します。これは現在の半径の約 1.4%、地球の約 1.5 倍の大きさです。
赤色矮星では法則が成り立たない: 0.1 太陽質量では L ≈ 0.0012 L☉ で、法則からは約 9 × 10¹¹ 年となりますが、モデルでは数兆年になります。この法則は中心核の水素だけが燃えると仮定しているからです。

シミュレーションの使い方

恒星進化と HR 図のシミュレーターで、次のことを試してみましょう。

太陽を追いかけます。赤色巨星分枝を上り、ヘリウム燃焼へ下り、漸近巨星分枝を上り、惑星状星雲へ横切って、白色矮星へ下ります。
0.5、1、2、10 太陽質量で、主系列にいる期間を比べます。
15 太陽質量を選ぶと、赤色超巨星、超新星、中性子星になります。次に 40 を選ぶと、ウォルフ・ライエ星とブラックホールになります。
0.1 を選ぶと、これほど小さい星はすべてまだ主系列にいると結果に表示されます。
白色矮星が冷えて図の下へ暗くなっていく様子を見て、その年齢を読み取ります。

モデルの前提

単独の星で、組成は太陽と同じ、自転も伴星もないものとします。
単純化した道筋: 各段階は、公表されたモデルにもとづく点どうしを結ぶ図上の直線です。実際の道筋はくねり、ループを描き、引き返します。
主系列にいる期間は恒星モデルにもとづく表から取り、主系列での光度は区分ごとの質量光度関係に従います。
白色矮星の質量は経験式 0.109M + 0.394 太陽質量に従い、メステルの単純な法則で冷えます。
固定した境目: 0.5 太陽質量未満はヘリウム白色矮星、8 まで白色矮星、25 まで中性子星、25 を超えるとブラックホールです。
中性子星とブラックホールは図に置きません。小さすぎ、また最初は熱すぎて図に収まらないからです。

境界的なケース

0.1 太陽質量: 星はこれまでの宇宙の年齢の何百倍も生きます。その後の段階は、だれも観測したことのない予測です。
8 太陽質量付近: 星は重い酸素・ネオン白色矮星になるか、より弱い電子捕獲型超新星で終わることがあります。シミュレーションでは、はっきりした境目で切り替わります。
20 〜 25 太陽質量付近: 中心核が中性子星になるかブラックホールになるかははっきりせず、ほとんど、あるいはまったく爆発せずに崩壊する星もあるかもしれません。
40 太陽質量: ブラックホールの質量は星が星風でどれだけ失ったかで決まり、ここでは初期質量の 4 分の 1 と見積もっています。
超新星の段階: 星は表示されません。数週間にわたって、10 億個の太陽ほど明るく輝きます。

モデルが成り立たなくなる場合

連星。 太陽に似た星の約半分、そして重い星の大部分には伴星があります。質量の移動によって外層をはがされる星も、質量を得る星もあり、伴星から質量を得た白色矮星は Ia 型超新星として爆発することがあります。単独星のモデルではこの運命を示せません。
質量放出と自転。 星が星風でどれだけ質量を失うか、どれだけ速く自転するかは不確かで、重い星の道筋と運命を大きく変えます。
組成。 初期の宇宙の星のように重元素の少ない星は、より高温で、失う質量が少なく、より大きなブラックホールを残します。
実際の道筋。 ヘリウムフラッシュ、中間質量の星のブルーループ、漸近巨星分枝での熱パルスは、ここではならされています。
とても重い星。 約 130 〜 250 太陽質量の星は、質量の大部分を保っていれば、対不安定型超新星で完全に吹き飛び、何も残さないことがあります。
白色矮星の冷却は、内部が結晶化するとさらに遅くなります。メステルの法則はこれを無視しています。

星の一生とヘルツシュプルング・ラッセル図