第18章恒星――星の世界の実態を調べるThe Stars: A Celestial Census

In The Sun: A Nuclear Powerhouse, we discussed the Sun as a representative star. We saw that what stars such as the Sun “do for a living” is to convert protons into helium deep in their interiors via the process of nuclear fusion, thus producing energy. The fusion of protons to helium is an excellent, long-lasting source of energy for a star because the bulk of every star consists of hydrogen atoms, whose nuclei are protons.

「太陽――核エネルギーの源」では、代表的な恒星として太陽を扱った。太陽のような星が「生きる糧を得るためにしていること」は、内部の深いところで陽子を核融合によってヘリウムへ変え、その結果エネルギーを生むことだった。どの恒星も大部分は、原子核が陽子である水素原子からなるため、陽子からヘリウムへの核融合は、優れて長持ちするエネルギー源である。

Our computer models of how stars evolve over time show us that a typical star will spend about 90% of its life fusing the abundant hydrogen in its core into helium. This then is a good explanation of why 90% of all stars are found on the main sequence in the H–R diagram. But if all the stars on the main sequence are doing the same thing (fusing hydrogen), why are they distributed along a sequence of points? That is, why do they differ in luminosity and surface temperature (which is what we are plotting on the H–R diagram)?

恒星が時間とともにどう進化するかのコンピューターモデルによれば、典型的な恒星は一生の約90%を、中心に豊富にある水素をヘリウムへ融合させて過ごす。これは、全恒星の90%がH–R図の主系列に見られる理由を、よく説明する。しかし主系列の星々が、みな同じ水素核融合をしているなら、なぜ一列に分布するのだろうか。言い換えれば、H–R図に描いている光度と表面温度が、なぜ異なるのだろうか。

To help us understand how main-sequence stars differ, we can use one of the most important results from our studies of model stars. Astrophysicists have been able to show that the structure of stars that are in equilibrium and derive all their energy from nuclear fusion is completely and uniquely determined by just two quantities: the total mass and the composition of the star. This fact provides an interpretation of many features of the H–R diagram.

主系列星の違いを理解するため、恒星モデルの研究から得られた最も重要な結果の一つを使える。天体物理学者は、平衡状態にあり、核融合からすべてのエネルギーを得る恒星の構造が、全質量と組成という、わずか二つの量で完全に、一意に決まることを示してきた。この事実によって、H–R図の多くの特徴を解釈できる。

Imagine a cluster of stars forming from a cloud of interstellar “raw material” whose chemical composition is similar to the Sun’s. (We’ll describe this process in more detail in The Birth of Stars and Discovery of Planets outside the Solar System, but for now, the details will not concern us.) In such a cloud, all the clumps of gas and dust that become stars begin with the same chemical composition and differ from one another only in mass. Now suppose that we compute a model of each of these stars for the time at which it becomes stable and derives its energy from nuclear reactions, but before it has time to alter its composition appreciably as a result of these reactions.

化学組成が太陽に似た、星間の「原料」の雲から、星の集団ができると想像しよう。この過程は「恒星の誕生と太陽系外の惑星の発見」で詳しく述べるが、今は細部に立ち入らない。そのような雲では、星になるガスや塵の塊は、どれも同じ化学組成から始まり、質量だけが互いに違う。そこで、それぞれの星が安定し、核反応からエネルギーを得るようになったが、その反応によって組成を大きく変えるほどの時間はまだたっていない、という時点のモデルを計算するとしよう。

The models calculated for these stars allow us to determine their luminosities, temperatures, and sizes. If we plot the results from the models—one point for each model star—on the H–R diagram, we get something that looks just like the main sequence we saw for real stars.

計算したモデルから、各星の光度、温度、大きさが求まる。モデル星1個につき1点をH–R図に描くと、実際の星で見た主系列によく似たものが得られる。

And here is what we find when we do this. The model stars with the largest masses are the hottest and most luminous, and they are located at the upper left of the diagram.

そうしてみると、次のことがわかる。質量が最大のモデル星は、最も高温で光度も高く、図の左上に位置する。

The least-massive model stars are the coolest and least luminous, and they are placed at the lower right of the plot. The other model stars all lie along a line running diagonally across the diagram. In other words, the main sequence turns out to be a sequence of stellar masses.

質量が最小のモデル星は、最も低温で光度も低く、図の右下に置かれる。ほかのモデル星は、図を斜めに横切る線に沿って並ぶ。言い換えれば、主系列は恒星の質量の系列なのだ。

This makes sense if you think about it. The most massive stars have the most gravity and can thus compress their centers to the greatest degree. This means they are the hottest inside and the best at generating energy from nuclear reactions deep within. As a result, they shine with the greatest luminosity and have the hottest surface temperatures. The stars with lowest mass, in turn, are the coolest inside and least effective in generating energy. Thus, they are the least luminous and wind up being the coolest on the surface. Our Sun lies somewhere in the middle of these extremes (as you can see in Figure 18.14). The characteristics of representative main-sequence stars (excluding brown dwarfs, which are not true stars) are listed in Table 18.3.

考えてみれば、これは筋が通っている。最も大質量の星は重力が最も強く、中心を最も強く圧縮できる。したがって、内部も最も高温になり、深部での核反応で最も効率よくエネルギーを生める。その結果、光度が最も高く、表面温度も最も高くなる。逆に、最小質量の星は内部が最も低温で、エネルギーを生む効率も最も低い。そのため光度が最も低く、表面も最も低温になる。太陽は、この両極端の間のどこかに位置する。図18.14で確かめられる。代表的な主系列星の性質を表18.3に示す。本当の恒星ではない褐色矮星は除いている。

Note that we’ve seen this 90% figure come up before. This is exactly what we found earlier when we examined the mass-luminosity relation (Figure 18.9). We observed that 90% of all stars seem to follow the relationship; these are the 90% of all stars that lie on the main sequence in our H–R diagram. Our models and our observations agree.

この90%という数字は、すでに見たことに注意しよう。前に質量–光度関係（図18.9）を調べたときも、まさに同じ割合だった。全恒星の90%がその関係に従うように見えたが、それがH–R図の主系列にある90%の星々である。モデルと観測は一致している。

What about the other stars on the H–R diagram—the giants and supergiants, and the white dwarfs? As we will see in the next few chapters, these are what main-sequence stars turn into as they age: They are the later stages in a star’s life. As a star consumes its nuclear fuel, its source of energy changes, as do its chemical composition and interior structure. These changes cause the star to alter its luminosity and surface temperature so that it no longer lies on the main sequence on our diagram. Because stars spend much less time in these later stages of their lives, we see fewer stars in those regions of the H–R diagram.

H–R図の残りの星、巨星、超巨星、白色矮星はどうだろうか。次の数章で見るように、これらは主系列星が年をとって変わった姿で、恒星の一生の後の段階である。星が核燃料を消費すると、エネルギー源が変わり、化学組成と内部構造も変わる。その結果、光度と表面温度も変わり、図の主系列上から外れる。恒星がこうした後の段階に費やす時間はずっと短いため、H–R図のその領域で見られる星は少ない。