恒星進化
こうせいしんか
stellar evolution
恒星の誕生から終焉にいたる歴史。恒星は，中心部で原子核反応を起しており，そこで生じた熱を外部に放出することによって輝いている。巨大な自己重力は，高温ガスおよび放射の圧力によって支えられており，力学的に安定な状態にある。星間物質が集って星ができると，星の中心部で水素4個をヘリウム1個に変える核反応が行われ，主系列と呼ばれる安定な状態に落ち着く。中心部の水素が尽き，ヘリウムがたまりだすと，ヘリウム核の表面で水素が燃焼する。中心部の温度が上昇するため，星は膨張しだし，光度が大きく表面温度の低い赤色巨星に進化する。星の質量が大きいほど，進化の速度は速い。太陽の 15倍の質量をもつ星は，太陽より1万倍明るく，進化の速度は 670倍速い。質量が太陽の 1.4倍 (チャンドラセカールの限界) 以下の星は，重力を電子の縮退圧で支え，白色矮星になる。核反応はそれ以上進まず進化は終る。しかし，質量がそれ以上の星は，ヘリウムを炭素に変えたり，さらに原子番号の大きい元素をつくる核反応を起し，最後に鉄をつくる。質量が太陽の 3.5倍以下の星は，赤色巨星の時代，宇宙空間に質量を放出し，白色矮星になる。それ以上の質量をもつ星は，鉄の中心核ができたのち，超新星爆発を起す。星の外層は吹飛び，あとに中性子星が残る。このとき，中性子星がその限界質量 (太陽の約3倍) よりも大きいとブラックホールになると思われている。星の進化はヘルツスプルング＝ラッセル図上で追うことができる。また，近接連星系では，2つの星が進化の途上で互いに質量を交換し，複雑な進化をする。
出典 ブリタニカ国際大百科事典 小項目事典ブリタニカ国際大百科事典 小項目事典について 情報
