スター

星は、自らの光を発する自己重力天体であり、そのエネルギー源は、水素のヘリウムへの核融合、さらにはより重い元素への核融合によって得られます。それらは単純な星であることもあれば、連星系または多重系の一部である星であることもあり、これがそれらの 60% に相当します。

連星系は、同じ重心を周回する 2 つの星のセットであり、ケプラーの 3 つの法則に従います。それらは次の 4 つのタイプに分類されます。

視覚連星: 重力的に関連付けられた星のペア。望遠鏡で別々に観察できます。例: シリウス A と B。
天文連星: 恒星の 1 つは暗すぎて観察できませんが、より明るい伴星の動きの波紋を分析することで検出できます。
食連星: 星の動きは地球上の観測者にとってプロファイルにあり、ある星が他の星の前を「通過」して、それを覆い隠します。
分光連星: それらの検出は、時間の経過とともに波長が変化する星のスペクトル線を通じて測定される、動径速度の変動の分析を通じて行われます。

図 1: 同様の質量を持つ 2 つの星が同じ重心を周回する連星系のシミュレーション。

HR ダイアグラムとメインシーケンス

ヘルツシュプルング・ラッセル図 (HR 図) は、星の温度 (または色) をその明るさと関連付けます。最も光度の高いものは巨人と呼ばれ、光度の低いものは 矮星と呼ばれます 。太陽とカペラの場合と同様、同じ色の星でも異なる明るさを持つことができます。どちらも同じスペクトルクラス、つまり同じ色を持ちますが、カペラは太陽の 100 倍明るい巨人です。小人。

図 2: 白色矮星、巨人、超巨星の領域と主系列を説明する HR 図 (出典: http://astro.if.ufrgs.br/estars/node2.htm )

図では、明るさは下から上に、温度は右から左に増加します。左上隅には最も熱くて最も明るい星があり、右下隅には冷たくて薄暗い星があります。

星が図全体に均等に分布しているのではなく、いくつかの部分に集中していることに注意してください。それらのほとんど (80%) は、 主系列 と呼ばれる対角帯に集中しています。この帯の星は矮星と呼ばれ、これには私たちの太陽も含まれます。星が主系列のどこに位置するかを決定するのはその質量です。より重い星はより熱く、より明るいので、それらは上部領域にあります。

主系列の上、図の右上領域に位置する星は巨星と呼ばれます。より高いところには、 超巨星 と呼ばれる最も明るい星があります。

主系列の下には、 白色矮星 と呼ばれる熱くてぼんやりと輝く星があります。その名前にもかかわらず、これらの星は、白と青 (表面温度は最大 170,000 K) から赤 (表面温度は 3500 K) まで、さまざまな色 (温度) をカバーしています。

注: HR ダイアグラム内の星の位置は、空間内のその位置を指しません。

スターの誕生

星は、分子雲と呼ばれる星間ガスや塵の濃い雲の中で生まれます。雲の中では温度が絶対零度に近く、およそ 10K ～ 20K (-263°C ～ -253°C) に達し、そこに存在する原子が分子の形で集まり、ガスが凝集して密度が増加します。。

この領域の密度が一定の限界に達すると、それ自体の重力によって崩壊し、星が形成されます。このプロセス全体は何百万年もかけて行われます。

最初に崩壊する分子雲の領域は、雲密度が最も高いため、通常は中心になります。その質量は通常、太陽の質量の 10,000 倍です。崩壊すると、中央領域が断片化され、これらの断片が星の原型である 原始星 を形成します。原始星が太陽質量 0.08 以上であれば、十分な水素を燃焼して通常の星になることができます。質量が小さければ褐色矮星になります。

ファイナルスターステージ

星の最終的な運命は、核燃料をすべて消費したときに起こります。この運命は、まず、それが単純な星であるか、それとも連星系や多重系の一部であるかによって決まります。

シンプルな星

単純な星の最終段階は、星の初期質量のみに依存します。星が質量から始まる場合:

太陽質量が 0.8 倍未満では、宇宙の年齢がそれには十分ではないため、主系列を超えて進化することは不可能です。
太陽質量が 0.8 から 10 倍になると、その中心にある水素をすべて消費し、次に巨人になり、次に超巨星になり、この最後の段階を経た後、惑星状星雲を放出し、白色矮星としての生涯を終えるでしょう。この白色矮星の半径は約 10,000 km、質量は太陽質量の 0.6 倍程度です。
太陽質量が 10 ～ 25 倍の超巨星期の後、超新星爆発で質量の大部分が放出され、中性子星 (基本的に中性子で構成される非常に密度の高い星) として生涯を終えます。中性子星の半径は約20km、表面温度は100万ケルビン以上、質量は太陽質量約1.4倍となります。星に強い磁場がある場合、それは パルサー (灯台に似た、磁極の周りの円錐形に光を放射する中性子星 ) になります。
超新星段階の後、太陽質量 25 から 100 の間に、太陽質量 6 個程度の、事象の地平線 (重力が非常に大きいブラックホールの境界) の半径を持つブラックホールが存在します。光さえも逃げることができない）約18キロ。
太陽質量が 100 倍を超えると、輻射圧により、まだ主系列にある間にその質量の大部分が放出され、その後最大 100 太陽質量の星として進化します。

図 3: 星の一生の始まりから終わりまでの星の進化のスキーム (出典: OLIVEIRA、SARAIVA、2013、p. 267)

連星系の一部である星

連星の最終段階は、系内の星の質量とそれらの間の距離の両方に依存します。それらが非常に近づくと、一方から他方へ質量が移動し、その組成が変化します。たとえば、系内の恒星の 1 つが超新星爆発するかパルサーに変わると、通常、もう 1 つも破壊されます。それが生き残った場合、それは新しく形成された天体の周回を続け、時にはより多くの物質を天体に送信します。

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