星

星の形成と進化について多くの仮説がたてられてきた。星の進化の理論はおもに星のスペクトルと光度との関係の研究からえられたことを手がかりとしている。観測データから、もっとも明るい星がもっとも熱い星で、もっとも小さい星がもっとも冷たく暗い星である、という規則的な系列に星を分類できる。これらの星はヘルツシュプルング・ラッセル図(HR図)の中で主系列星とよばれている。この図はオランダの天文学者アイナー・ヘルツシュプルングとアメリカの天文学者ヘンリー・ノリス・ラッセルの研究から作成されたものである。主系列星のグループにはいらないのが、赤色巨星と白色矮星である。赤色巨星は直径が比較的大きな明るい星で、白色矮星は小さくて密度のひじょうに大きい暗い星である。

星は大きな比較的冷たいガスの塊として一生をはじめる。このガスが重力によってちぢむにつれて星の内部はしだいに熱くなっていく。星の中心核の温度が約1000万°Cになると核反応がおこり、水素の原子核が結合して不活性なヘリウム原子核を形成する。この反応によって大量の核エネルギーが放出され、重力による収縮の力に対抗できるようになると星の収縮はとまる。

この熱核反応のあることが主系列星の特徴で、中心核の水素がすべて消費されるまでつづく。水素がもえつきてしまうと星の中心核はふたたび収縮をはじめるが、外層は逆にふくらみだす。星の中心核の温度がじゅうぶんに高くなると、ヘリウム原子核が核融合して炭素がつくられ、さらに炭素とヘリウムが核融合することで酸素もつくられる。この段階では大量の核エネルギーがふたたび放出されるために星の外層は膨張をやめ、収縮に転じる。ヘリウムがもえつきてしまうと、炭素と酸素からなる星の中心核はふたたび収縮をはじめ、外層は大きくふくらんで赤色巨星となる。質量が太陽の8倍くらいまでの星の場合、重力による収縮では中心核の温度があまりあがらず、新たな核反応がおこらないために、外層はどんどんふくらんで、やがて中心核と分離し、惑星状星雲となる。いっぽう、のこされた中心核は白色矮星となって、しだいにひえていく。白色矮星は最終的にはひえきった黒色矮星になると考えられている。太陽のような典型的な星は何十億年も長生きする。

しかし質量が太陽の8倍以上の星の場合は、星の中心核で次々と新たな核反応がおこり、新しい元素がつくられていく。進化が急速にすすみ、もっとも安定した元素である鉄がつくられると、これ以上の核反応はおきなくなり、星は不安定になって超新星爆発をおこす。あとには中性子星がのこされる。しかし中性子星の質量には限界があり、それより重くなると光さえもにげることのできないブラックホールになってしまう。惑星状星雲や超新星爆発によって、星の内部でつくられた水素よりも重い元素が宇宙空間にばらまかれる。したがって、重い元素をふくんだ物質から形成される次の世代の星は、前の世代の星よりも重元素を多くふくんでいる。

星の誕生は、オリオン星雲でみられるように、ちりの粒子と分子の存在に密接に関係している。水素分子(H₂)は高温・高密度に圧縮されるためにばらばらになってしまう。水素原子はさらに収縮して星の中心核を形成し、それが周りの物質を重力でひきつける。熱い中心核が周りをとりまいていた分子の殻をとりはらうと、新しい星があらわれる。さらに重力収縮がつづくことで、温度は核反応がはじまるほど高くなる。星はふつう、大きな分子雲の端で小さなグループの一員として生まれてくる。新たな世代の星が次々と分子の端で生まれて、年代順にならんだ星の集まりがのこされる。

星の誕生は、何年にもわたって空の領域をとった写真の中で観測された。宇宙からくる紫外線と赤外線の観測と地上からの電波観測によって、星が形成されている場所と実際の過程が明らかになりつつある。→ 原始星