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

The “life story” we have related so far applies to almost all stars: each starts as a contracting protostar, then lives most of its life as a stable main-sequence star, and eventually moves off the main sequence toward the red-giant region.

ここまで語ってきた「一生の物語」は、ほとんどすべての星に当てはまる。どの星も、収縮する原始星として始まり、その後、一生の大半を安定した主系列星として過ごし、やがて主系列を離れて赤色巨星の領域へ向かう。

As we have seen, the pace at which each star goes through these stages depends on its mass, with more massive stars evolving more quickly. But after this point, the life stories of stars of different masses diverge, with a wider range of possible behavior according to their masses, their compositions, and the presence of any nearby companion stars.

すでに見たように、それぞれの星がこれらの段階をたどる速さは質量で決まり、質量の大きい星ほど速く進化する。しかし、この先は質量の違う星の一生が枝分かれしていく。質量、組成、近くに伴星があるかどうかに応じて、その後に起こりうる変化は、いっそう多様になる。

Because we have written this book for students taking their first astronomy course, we will recount a simplified version of what happens to stars as they move toward the final stages in their lives. We will (perhaps to your heartfelt relief) not delve into all the possible ways aging stars can behave and the strange things that happen when a star is orbited by a second star in a binary system. Instead, we will focus only on the key stages in the evolution of single stars and show how the evolution of high-mass stars differs from that of low-mass stars (such as our Sun).

この本は、初めて天文学を学ぶ学生のために書いている。そのため、星が一生の終わりに近づくと何が起こるのかは、単純化した形で説明する。年老いた星に起こりうるあらゆる変化や、連星系で一つの星の周囲を別の星が回るときに起こる奇妙な現象を、すべて掘り下げることはしない（それを聞いて、心からほっとする人もいるだろう）。ここでは単独の星の進化の重要な段階に絞り、大質量星の進化が、太陽のような低質量星の進化とどう異なるかを示す。

Let’s begin by considering stars with composition like that of the Sun and whose initial masses are comparatively low—no more than about twice the mass of our Sun. (Such mass may not seem too low, but stars with masses less than this all behave in a fairly similar fashion. We will see what happens to more massive stars in the next section.) Because there are many more low-mass stars than high-mass stars in the Milky Way, the vast majority of stars—including our Sun—follow the scenario we are about to relate. By the way, we carefully used the term initial masses of stars because, as we will see, stars can lose quite a bit of mass in the process of aging and dying.

まず、組成が太陽に似ていて、誕生時の質量が比較的小さい星を考えよう。質量の目安は、太陽のおよそ2倍以下である。（それでも軽いとは思えないかもしれないが、これより低質量の星は、どれもかなり似た変化をたどる。さらに大質量の星に何が起こるかは、次の節で見る。）天の川銀河では、低質量星のほうが大質量星よりはるかに多いため、太陽を含む圧倒的多数の星が、これから述べる筋道をたどる。なお、注意して「誕生時の質量」と書いたのには理由がある。これから見るように、星は老いて一生を終える過程で、かなりの質量を失うことがあるからである。

Remember that red giants start out with a helium core where no energy generation is taking place, surrounded by a shell where hydrogen is undergoing fusion. The core, having no source of energy to oppose the inward pull of gravity, is shrinking and growing hotter. As time goes on, the temperature in the core can rise to much hotter values than it had in its main-sequence days. Once it reaches a temperature of 100 million K (but not before such point), three helium atoms can begin to fuse to form a single carbon nucleus. This process is called the triple-alpha process, so named because physicists call the nucleus of the helium atom an alpha particle.

赤色巨星は、エネルギーを生み出していないヘリウムの中心核と、その周囲で水素核融合が進む殻を持つところから始まるのだった。中心核には内向きの重力に対抗するエネルギー源がないため、収縮しながら高温になっていく。時間がたつにつれて、中心核の温度は主系列時代よりはるかに高くなることがある。温度が1億Kに達すると、そこで初めて、三つのヘリウム原子が融合して一つの炭素原子核を作り始めることができる。この反応はトリプルアルファ反応と呼ばれる。物理学ではヘリウム原子の原子核をアルファ粒子と呼ぶため、この名が付いている。

When the triple-alpha process begins in low-mass (about 0.8 to 2.0 solar masses) stars, calculations show that the entire core is ignited in a quick burst of fusion called a helium flash. (More massive stars also ignite helium but more gradually and not with a flash.) As soon as the temperature at the center of the star becomes high enough to start the triple-alpha process, the extra energy released is transmitted quickly through the entire helium core, producing very rapid heating. The heating speeds up the nuclear reactions, which provide more heating, and which accelerates the nuclear reactions even more. We have runaway generation of energy, which reignites the entire helium core in a flash.

計算によると、質量が太陽のおよそ0.8〜2.0倍の低質量星でトリプルアルファ反応が始まると、ヘリウムフラッシュと呼ばれる急激な核融合の爆発的増加によって、中心核全体で反応が点火する。（より大質量の星でもヘリウム核融合は始まるが、開始はもっと緩やかで、フラッシュは起こらない。）星の中心がトリプルアルファ反応を始められる温度になると、そこで放出される新たなエネルギーがヘリウムの中心核全体へ素早く伝わり、急激な加熱を引き起こす。加熱によって核反応が速くなり、核反応によってさらに加熱され、それが核反応をいっそう加速する。エネルギー生成が暴走し、ヘリウムの中心核全体が一気に再点火するのだ。

You might wonder why the next major step in nuclear fusion in stars involves three helium nuclei and not just two. Although it is a lot easier to get two helium nuclei to collide, the product of this collision is not stable and falls apart very quickly. It takes three helium nuclei coming together simultaneously to make a stable nuclear structure. Given that each helium nucleus has two positive protons and that such protons repel one another, you can begin to see the problem. It takes a temperature of 100 million K to slam three helium nuclei (six protons) together and make them stick. But when that happens, the star produces a carbon nucleus.

星の核融合の次の大きな段階で、なぜヘリウム原子核を二つではなく三つ使うのか、不思議に思うかもしれない。二つのヘリウム原子核を衝突させるほうがずっと簡単であるが、その衝突でできる原子核は不安定で、すぐに壊れてしまう。安定した原子核を作るには、三つのヘリウム原子核が同時に集まる必要があるのだ。ヘリウム原子核にはそれぞれ正の電荷を持つ陽子が二つあり、陽子同士は反発することを考えると、難しさが見えてくる。三つのヘリウム原子核、つまり六つの陽子を勢いよく衝突させ、一つに結び付けるには、1億Kという温度が必要である。そして、それが起こると、星は炭素原子核を生み出す。