地学Ⅱ›天体と宇宙

星の進化

Stellar Evolution

星のエネルギー源 — 核融合

💡 なぜ星は輝くのか

①星の中心(コア)は数千万度の超高温

②この温度で水素(H)原子核4個が融合し、ヘリウム(He)1個に

③このとき質量の0.7%がエネルギーに変換(E = mc²!)

④そのエネルギーが光と熱として放出 → 星が輝く

⑤太陽:毎秒約6億トンの水素をヘリウムに変換中

H-R図 — 恒星の地図

恒星質量(太陽質量 M☉)1

📊 H-R図の読み方

①横軸:表面温度(左ほど高温!注意)

②縦軸:絶対等級·光度(上ほど明るい)

③多数の恒星は主系列(対角線帯)に分布

④左上:熱く明るいO·B型(青)

⑤右下:冷たく暗いM型(赤)

質量が星の運命を決める

質量-光度関係

L ∝ M^3.5

質量2倍 → 光度約11倍(2³.5 ≈ 11.3)

主系列の寿命

t ∝ ML ≈ 1M^2.5

大質量星 = 燃料は多いが消費が速く寿命は短い

比較

📊質量による星の進化

区分	太陽型(≤3M☉)	大質量(>3M☉)
主系列寿命	~100億年(太陽)	~数百万年
中心核融合	H→He	H→He→C→O→...→Fe
主系列以後	赤色巨星	超巨星
最終段階	惑星状星雲 → 白色矮星	超新星爆発
残骸	白色矮星(地球大)	中性子星 / ブラックホール

📐 なぜ大質量星が先に死ぬか

①質量が大きいほど中心温度·圧力が高い

②核融合が速く進む → 燃料を急速に消費

③太陽:~100億年寿命 / 10M☉星:~2千万年寿命

④寿命 ∝ 1/M^2.5 — 大質量ほど劇的に短い

星の最期

💫 太陽型 vs 大質量星の最期

①太陽型:水素枯渇 → ヘリウム核融合 → 外層膨張(赤色巨星)→ 外層放出(惑星状星雲)→ 中心部のみ(白色矮星)

②大質量:Feまで核融合 → 鉄は核融合不可 → コア崩壊 → 超新星爆発!

③超新星後:1.4~3M☉→ 中性子星、>3M☉→ ブラックホール

④我々の体の元素(C·O·Fe等)は過去の恒星の核融合·超新星で生成された!

総まとめ

核心関係

L ∝ M^3.5, 寿命 ∝ 1M^2.5

大質量ほど明るいが寿命は短い

🎯 試験ポイント

①H-R図:横軸=温度(左ほど高)·縦軸=光度(上ほど明)

②主系列:大質量ほど左上(高温·高光度)

③太陽型:主系列→赤色巨星→惑星状星雲→白色矮星

④大質量:主系列→超巨星→超新星→中性子星/ブラックホール

⑤寿命 ∝ 1/M^2.5(大質量ほど短い)