恒星がどのように形成し進化するか：恒星生命サイクルの科学

現在夜空に見える恒星はすべて同じ方法で始まりました：分子雲内をさまよう冷たいガスとして。NASA科学によると、これらの雲は主に水素とダストで構成されており、ガスが塊を形成するのに十分な冷さであり、乱流が重力的に不安定な結び目を作成する密集したポケットを生じさせます。

分子雲での誕生

分子雲内の密集した結び目が十分に大規模になると、それは自身の重力の下で崩壊します。ヨーロッパ宇宙機関の教育ポータルは、銀河のらせん腕に見られるガスの巨大な雲である星雲を、このプロセスの原材料として説明しており、星雲が近くの超新星爆発や雲間の衝突などの外部トリガーによって崩壊するように設定できることに注意しています。

天文台グループのラス・クンブレス天文台は、約1.2光年のサイズで、約10ケルビン（-263摂氏度）の模型分子雲で関係するスケールを説明しています—絶対零度に近い状態です。そのような雲が崩壊すると、回転し始めて円盤に平らになり、中央に密集した温暖化するコアが生じます。

原始星から真の恒星へ

その温暖化するコアは原始星と呼ばれます。ラス・クンブレス天文台によると、原始星は重力収縮の熱だけから輝いており、融合の意味ではまだ恒星ではありません。ESAの教育資料は、周囲の原始星円盤が降着を通じてコアに質量を供給し続ける一方で、若い物体の回転磁場が段階的に残りのガスとダストを取り除く外向きの風とジェットを駆動することを追加しています。

原始星はその中核温度が約1000万ケルビンを超えるまで収縮して加熱し続けます。その時点で、水素核はヘリウムに融合して、エネルギーを放出し、さらなる崩壊を停止することができます。NASA科学とESAの両方は、この瞬間（持続的な水素融合の点火）を、原始星が主系列星になる点として特定しています。ラス・クンブレス天文台によると、この前主系列収縮段階の長さは質量に大きく依存します：高質量原始星は約100万年で星に崩壊することができます。太陽のような原始星は約5000万年かかり、低質量原始星は1億年以上かかることができます。

主系列：長く、質量に依存する中年期

融合が始まると、恒星は主系列に入ります。これは、人生の大部分を中核でヘリウムに水素を変換するのに費やす安定した段階です。NASA科学は、すべての恒星がこのように人生の大部分を生活すると述べていますが、その段階がどのくらい長く続くかは、ほぼ完全に質量に依存しています。より大規模な恒星は、より大きな燃料貯蔵量を開始しているにもかかわらず、より小さな恒星よりもはるかに速く水素を燃焼します。

ESAの恒星進化教育資料から引き出されたこれらの数字は、なぜ最も大規模で最も熱い恒星が最も短い寿命であるかを示しています：約40太陽質量のO型恒星は約100万年で燃え尽きますが、太陽の質量の約半分の赤色矮星は理論的には数十億年間水素を融合し続けることができ、宇宙が存在する時間より長いです。

死：3つの異なる終わり

NASA科学とESAは、恒星の質量がそれがどのように死ぬかを決定することに同意しています。太陽のような低質量恒星は、中核の水素が低下すると赤色巨星に膨らみ、その後、白色矮星と呼ばれる熱く、極めて密度の高い中核を後に残して、惑星状星雲であるガスの光る殻として外層を放出します。ESAは、白色矮星が立方センチメートルあたり1,000キログラムを超える密度に達することを説明しており、その後、膨大な時間スケールにわたってゆっくり冷却されます。

約8つ以上の太陽質量を持つ恒星は、はるかに暴力的な終わりに到達します。ESAの資料は、中質量恒星（約8～20太陽質量）が炭素、酸素、ネオン、ケイ素、鉄の連続した融合段階を進み、II型超新星で壊滅的に崩壊し、中性子星を後に残すことを説明しています。NASA科学は同様に、太陽よりもはるかに大規模な恒星が、それらの中で鍛えられた要素を宇宙に戻す超新星爆発で終わることに注意しています。

最も大規模な恒星については、ESAは、崩壊する残骸コアが約3つの太陽質量を超える場合、中性子星をサポートする極端な圧力さえそれを保持することができず、さらにブラックホールに崩壊すると述べています—オブジェクトはNASA科学が「光でさえ逃げることができないほど激しい」重力を持つものとして説明しています。

新しい恒星にリサイクルされた

死ぬ恒星が放出する物質は消えません。NASA科学は、超新星で放出されるか、死ぬ太陽のような恒星によって放出される物質が星間媒体に戻り、それを融合で鍛えられた要素で濃縮し、新しい恒星、そして潜在的に新しい惑星系が残骸から形成されることを許すことに注意しています。崩壊、融合、および分散のこのサイクルは、天文学者が総合的に恒星生命サイクルと呼ぶものです。