第22章恒星の青年期から老年期までStars from Adolescence to Old Age

One of the best ways to get a “snapshot” of a group of stars is by plotting their properties on an H–R diagram. We have already used the H–R diagram to follow the evolution of protostars up to the time they reach the main sequence. Now we’ll see what happens next.

星の集団のある時点の姿を捉える、最もよい方法の一つが、性質をHR図に描くことである。私たちはすでに、原始星が主系列へ達するまでの進化をHR図でたどった。今度はその後に何が起こるかを見ていこう。

Once a star has reached the main-sequence stage of its life, it derives its energy almost entirely from the conversion of hydrogen to helium via the process of nuclear fusion in its core (see The Sun: A Nuclear Powerhouse). Since hydrogen is the most abundant element in stars, this process can maintain the star’s equilibrium for a long time. Thus, all stars remain on the main sequence for most of their lives. Some astronomers like to call the main-sequence phase the star’s “prolonged adolescence” or “adulthood” (continuing our analogy to the stages in a human life).

恒星が主系列の段階に達すると、そのエネルギーはほぼすべて、中心核で水素をヘリウムへ変える核融合によって供給される（「太陽――核エネルギーの源」参照）。水素は恒星の中で最も多い元素なので、この過程は星の平衡を長く維持できる。そのため、どの恒星も一生の大半を主系列で過ごす。人の一生とのたとえを続けて、この主系列の段階を、恒星の「長い青年期」や「成人期」と呼ぶ天文学者もいる。

The left-hand edge of the main-sequence band in the H–R diagram is called the zero-age main sequence (see Figure 21.12). We use the term zero-age to mark the time when a star stops contracting, settles onto the main sequence, and begins to fuse hydrogen in its core. The zero-age main sequence is a continuous line in the H–R diagram that shows where stars of different masses but similar chemical composition can be found when they begin to fuse hydrogen.

HR図で、主系列の帯の左端を零歳主系列と呼ぶ（図21.12参照）。零歳とは、恒星が収縮をやめて主系列に落ち着き、中心核で水素の核融合を始める時点を示す言葉である。零歳主系列はHR図上の一本の連続した線で、化学組成は似ているものの質量が異なる恒星が、水素の核融合を始めるときに、どこに位置するかを表す。

Since only 0.7% of the hydrogen used in fusion reactions is converted into energy, fusion does not change the total mass of the star appreciably during this long period. It does, however, change the chemical composition in its central regions where nuclear reactions occur: hydrogen is gradually depleted, and helium accumulates. This change of composition changes the luminosity, temperature, size, and interior structure of the star. When a star’s luminosity and temperature begin to change, the point that represents the star on the H–R diagram moves away from the zero-age main sequence.

核融合に使われた水素のうちエネルギーに変わるのは0.7%だけなので、この長い期間も、核融合によって恒星の総質量が大きく変わることはない。しかし、核反応が起こる中心領域の化学組成は変わる。水素は次第に減り、ヘリウムがたまっていく。組成の変化は、星の光度、温度、大きさ、内部構造を変える。光度と温度が変わり始めると、HR図で星を表す点は零歳主系列から離れていく。

Calculations show that the temperature and density in the inner region slowly increase as helium accumulates in the center of a star. As the temperature gets hotter, each proton acquires more energy of motion on average; this means it is more likely to interact with other protons, and as a result, the rate of fusion also increases. For the proton-proton cycle described in The Sun: A Nuclear Powerhouse, the rate of fusion goes up roughly as the temperature to the fourth power.

計算によると、恒星の中心にヘリウムが蓄積するにつれて、内部の温度と密度はゆっくり上がる。温度が高くなるほど陽子一個当たりの平均運動エネルギーが増し、ほかの陽子と相互作用する可能性が高くなる。その結果、核融合の反応率も増す。「太陽――核エネルギーの源」で説明した陽子・陽子連鎖反応では、反応率はおおよそ温度の4乗に比例して増加する。

If the rate of fusion goes up, the rate at which energy is being generated also increases, and the luminosity of the star gradually rises. Initially, however, these changes are small, and stars remain within the main-sequence band on the H–R diagram for most of their lifetimes.

核融合の反応率が増せば、エネルギーが作られる速さも増し、恒星の光度は次第に上がる。しかし最初の変化は小さく、恒星は一生の大半にわたってHR図の主系列の帯の中にとどまる。

How many years a star remains in the main-sequence band depends on its mass. You might think that a more massive star, having more fuel, would last longer, but it’s not that simple. The lifetime of a star in a particular stage of evolution depends on how much nuclear fuel it has and on how quickly it uses up that fuel. (In the same way, how long people can keep spending money depends not only on how much money they have but also on how quickly they spend it. This is why many lottery winners who go on spending sprees quickly wind up poor again.) In the case of stars, more massive ones use up their fuel much more quickly than stars of low mass.

恒星が主系列の帯に何年間とどまるかは、質量で決まる。重い星ほど燃料が多いのだから長持ちしそうに思えるが、それほど単純ではない。ある進化段階での寿命は、核燃料をどれだけ持つかと、どれほど速く使うかによって決まる。人がどれだけ長くお金を使い続けられるかも、持っている金額だけでなく、使う速さによる。宝くじに当たって派手に散財した人の多くが、すぐ再び貧しくなってしまうのは、そのためである。恒星の場合、重い星ほど、軽い星よりはるかに速く燃料を使い果たす。

The reason massive stars are such spendthrifts is that, as we saw above, the rate of fusion depends very strongly on the star’s core temperature. And what determines how hot a star’s central regions get? It is the mass of the star—the weight of the overlying layers determines how high the pressure in the core must be: higher mass requires higher pressure to balance it. Higher pressure, in turn, is produced by higher temperature. The higher the temperature in the central regions, the faster the star races through its storehouse of central hydrogen. Although massive stars have more fuel, they burn it so prodigiously that their lifetimes are much shorter than those of their low-mass counterparts. You can also understand now why the most massive main-sequence stars are also the most luminous. Like new rock stars with their first platinum album, they spend their resources at an astounding rate.

大質量星がこれほど浪費家なのは、先ほど見たように、核融合の反応率が中心温度に強く依存するためである。では、中心領域がどれほど高温になるかを決めるのは何だろうか。それは恒星の質量である。上に重なる層の重さによって、中心核に必要な圧力が決まる。質量が大きいほど、それを支えるための圧力も高くなければならない。そして高い圧力は、高い温度によって生み出される。中心温度が高いほど、星は蓄えた水素を速く使い果たす。大質量星は燃料を多く持っているが、あまりに猛烈な勢いで燃やすため、低質量星より一生がずっと短くなる。最も重い主系列星が、最も明るくもある理由が、これでわかるだろう。初めてのプラチナ・アルバムを手にした新進ロックスターのように、驚くべき速さで資源を使っていくのだ。

The main-sequence lifetimes of stars of different masses are listed in Table 22.1. This table shows that the most massive stars spend only a few million years on the main sequence. A star of 1 solar mass remains there for roughly 10 billion years, while a star of about 0.4 solar mass has a main-sequence lifetime of some 200 billion years, which is longer than the current age of the universe. (Bear in mind, however, that every star spends most of its total lifetime on the main sequence. Stars devote an average of 90% of their lives to peacefully fusing hydrogen into helium.)

質量ごとの主系列寿命を表22.1に示す。最も重い恒星が主系列にいるのは、わずか数百万年である。1太陽質量の星は約100億年、約0.4太陽質量の星はおよそ2000億年で、後者は宇宙の現在の年齢より長い期間である。ただし、どの恒星も一生の大半を主系列で過ごすことを忘れないようにせよ。平均すると生涯の90%を、穏やかに水素をヘリウムへ融合させることに費やす。

These results are not merely of academic interest. Human beings developed on a planet around a G-type star. This means that the Sun’s stable main-sequence lifetime is so long that it afforded life on Earth plenty of time to evolve. When searching for intelligent life like our own on planets around other stars, it would be a pretty big waste of time to search around O- or B-type stars. These stars remain stable for such a short time that the development of creatures complicated enough to take astronomy courses is very unlikely.

これらの結果は、学問上の興味だけにとどまらない。人類はG型星を回る惑星で発達した。太陽の安定した主系列寿命は非常に長く、地球の生命が進化する時間をたっぷり与えた、ということである。ほかの恒星の惑星で、私たちのような知的生命を探すなら、O型やB型の星の周囲を探すのは、かなり大きな時間の無駄になるだろう。このような星が安定している期間は短すぎて、天文学の授業を取るほど複雑な生物が発達する見込みは、とても低いのだ。