第23章恒星の死The Death of Stars

Now let’s look at an even-more mismatched pair of stars in action. It is possible that, under the right circumstances, a binary system can even survive the explosion of one of its members as a type II supernova. In that case, an ordinary star can eventually share a system with a neutron star. If material is then transferred from the “living” star to its “dead” (and highly compressed) companion, this material will be pulled in by the strong gravity of the neutron star. Such infalling gas will be compressed and heated to incredible temperatures. It will quickly become so hot that it will experience an explosive burst of fusion. The energies involved are so great that we would expect much of the radiation from the burst to emerge as X-rays. And indeed, high-energy observatories above Earth’s atmosphere (see Astronomical Instruments) have recorded many objects that undergo just these types of X-ray bursts.

今度は、さらに釣り合わない二つの星の組み合わせを見よう。条件がよければ、連星系は、一方がII型超新星として爆発しても、存続できる可能性がある。その場合、普通の星が中性子星と同じ系に残ることになる。『生きている』星から、『死んで』非常に強く圧縮された伴星へ物質が移ると、中性子星の強い重力がそれを引き込む。落下するガスは圧縮され、途方もない高温に加熱される。たちまち、核融合が爆発的に起きるほど熱くなる。エネルギーは非常に大きいので、放射の多くがX線として出ると予想される。そして実際に、地球の大気より上にある高エネルギー観測衛星は、まさにこのようなX線バーストを起こす天体を多数記録している（「天文学の観測装置」参照）。

If the neutron star and its companion are positioned the right way, a significant amount of material can be transferred to the neutron star and can set it spinning faster (as spin energy is also transferred). The radius of the neutron star would also decrease as more mass was added. Astronomers have found pulsars in binary systems that are spinning at a rate of more than 500 times per second! (These are sometimes called millisecond pulsars since the pulses are separated by a few thousandths of a second.)

中性子星と伴星の位置関係が適切なら、大量の物質が中性子星へ移り、回転を速めることがある。回転のエネルギーも移されるからである。さらに質量が加われば、中性子星の半径も小さくなるだろう。天文学者は、毎秒500回以上も回転する、連星系のパルサーを発見している。パルス間隔が数ミリ秒なので、ミリ秒パルサーと呼ばれることもある。

Such a rapid spin could not have come from the birth of the neutron star; it must have been externally caused. (Recall that the Crab Nebula pulsar, one of the youngest pulsars known, was spinning “only” 30 times per second.) Indeed, some of the fast pulsars are observed to be part of binary systems, while others may be alone only because they have “fully consumed” their former partner stars through the mass transfer process. (These have sometimes been called “black widow pulsars.”)

このような高速回転は、中性子星が生まれたときからのものではあり得ず、外部からの作用で生じたはずである。知られている中で特に若いかに星雲のパルサーでさえ、毎秒『わずか』30回しか回っていなかったことを思い出そう。実際、高速パルサーの一部は、連星系に属すると観測されている。ほかのものが単独に見えるのも、質量移動で以前の相手の星を『食べ尽くした』からにすぎないのかもしれない。こうしたものは、『ブラックウィドウ・パルサー』と呼ばれることがある。

As of 2026, more than 40 such black-widow systems are known, in many different stages of the pulsar “consuming” its companion. In 2025, astronomers used the James Webb Space Telescope to determine the composition of one such companion, finding it to be mostly helium and carbon and no hydrogen. That might mean that we are seeing only the remaining core of the companion after most of its mass has been lost—at the very last stages of its existence.

2026年の時点で、このようなブラックウィドウ連星系は40個を超えて知られている。パルサーが伴星を『食べている』さまざまな段階のものがある。2025年、天文学者はジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡を使って、その一つの伴星の組成を調べた。主成分はヘリウムと炭素で、水素はなかった。これは、質量の大半を失い、存在のまさに最後の段階に達した伴星の、残った中心核だけを見ていることを意味するのかもしれない。

And if you thought that a neutron star interacting with a “normal” star was unusual, there are also binary systems that consist of two neutron stars. One such system has the stars in very close orbits to one another, so much that they continually alter each other’s orbit. Another binary neutron star system includes two pulsars that are orbiting each other every 2 hours and 25 minutes. As we discussed earlier, pulsars radiate away their energy, and these two pulsars are slowly moving toward one another, such that in about 85 million years, they will actually merge (see Gravitational Wave Astronomy for our first observations of such a merger).

中性子星が『普通の』星と相互作用するだけでも珍しいと思ったかもしれないが、中性子星二つからなる連星系もある。ある系では、二つの星が非常に近い軌道を回り、互いの軌道を絶えず変化させるほどである。別の中性子星連星には、2時間25分ごとに互いを回る二つのパルサーがある。先に述べたように、パルサーはエネルギーを放射して失う。そしてこの二つは少しずつ近づいており、約8500万年後には実際に合体する。このような合体の最初の観測は、「重力波天文学」で取り上げる。

We have now reached the end of our description of the final stages of stars, yet one piece of the story remains to be filled in. We saw that stars whose core masses are less than 1.4 M_Sun at the time they run out of fuel end their lives as white dwarfs. Dying stars with core masses between 1.4 and about 3 M_Sun become neutron stars. But there are stars whose core masses are greater than 3 M_Sun when they exhaust their fuel supplies. What becomes of them? The truly bizarre result of the death of such massive stellar cores (called a black hole) is the subject of our next chapter. But first, we will look at an astronomical mystery that turned out to be related to the deaths of stars and was solved through clever sleuthing and a combination of observation and theory.

星の最終段階の説明も終わりに達したが、話にはまだ埋めるべき部分が一つ残っている。燃料を使い果たしたときの中心核の質量が1.4 M_Sun未満なら、星は白色矮星として一生を終えることを見てきた。中心核の質量が1.4～約3 M_Sunなら、中性子星になる。しかし、燃料が尽きたときに、中心核の質量が3 M_Sunを超える星もある。それらはどうなるのだろうか。このような重い中心核の死が生む、本当に奇妙な結果、ブラックホールが次の章の主題である。その前に、星の死と関係していると判明し、巧みな探偵仕事と観測・理論の組み合わせで解かれた、天文学のある謎を見ていこう。

When a white dwarf or neutron star is a member of a close binary star system, its companion star can transfer mass to it. Material falling gradually onto a white dwarf can explode in a sudden burst of fusion and make a nova. If material falls rapidly onto a white dwarf, it can push it over the Chandrasekhar limit and cause it to explode completely as a type Ia supernova. Another possible mechanism for a type Ia supernova is the merger of two white dwarfs. Material falling onto a neutron star can cause powerful bursts of X-ray radiation. Transfer of material and angular momentum can speed up the rotation of pulsars until their periods are just a few thousandths of a second.

白色矮星や中性子星が近接連星系の一員なら、伴星から質量が移ることがある。白色矮星へ少しずつ落ちる物質は、核融合を突然爆発的に起こし、新星となり得る。物質が急速に落ち込むと、チャンドラセカール限界を超えさせ、Ia型超新星として完全に爆発することがある。Ia型超新星の別の可能な仕組みは、二つの白色矮星の合体である。中性子星へ落ちる物質は、強いX線バーストを起こし得る。物質と角運動量の移動は、パルサーの回転を速め、その周期を数ミリ秒にまで縮めることがある。