星はどう生まれて終わる？｜恒星の一生と星団・星雲、銀河から宇宙の大規模構造まで

恒星の一生は、生まれたときの質量でほぼ決まります。軽い星は静かに燃え尽きて白色矮星になり、重い星は爆発的な最期を迎える——この分かれ道を先に頭へ入れておくと、名前の似た用語が並んでも混乱しなくなります。

この記事では、(1)恒星の色と明るさが何を語っているか、(2)星が生まれてから終わるまでの二つの道すじ、(3)星団と星雲というまぎらわしい二語の区別、(4)天の川銀河から宇宙全体の構造へ視野を広げる順序、という流れで解説します。小さな一つの星から、宇宙の骨組みまで、スケールを一段ずつ大きくしていきましょう。

恒星とは、みずからのエネルギーで光を放つ天体のことです。惑星が太陽の光を反射して光っているのに対し、恒星は中心部の核融合反応で生まれたエネルギーによって輝いています。太陽もまた、地球のすぐそばにある一つの恒星です。

星をよく見ると、青白いもの、黄色っぽいもの、赤みを帯びたものがあります。この色の違いは表面温度の違いを映しており、青白い星ほど高温、赤い星ほど低温とされます。金属を熱したときに、温度が上がるにつれて赤から白っぽく変わっていくのと同じ理屈です。恒星は、この色(表面温度)にもとづいてO・B・A・F・G・K・Mといった型に分類されます。太陽はこの並びの中ほどに位置する、黄色みを帯びた星です。

恒星の明るさと表面温度を二つの軸にとって、たくさんの星を一枚の図に並べたものがHR図と呼ばれる図です。この図の上で星は無秩序に散らばるのではなく、左上から右下へ帯のように連なる領域に大半が集まります。この帯にいる星が主系列星で、中心部で水素をヘリウムに変えながら、一生のうち最も長い安定した時期を過ごしている星たちです。図の右上には低温で大きく明るい赤色巨星が、左下には高温で小さく暗い白色矮星が位置します。図の上でどこにいるかが、その星の一生のどの段階にいるかを教えてくれる、という読み方ができます。

星は、宇宙空間に漂うガスと塵の濃い雲が、自分の重さで縮んでいくことで生まれます。そして最期の姿は、生まれたときの質量で決まります。軽い星は外層を静かに手放して小さな残骸になり、重い星は爆発して一生を終えるとされます。

星の材料になるのは、水素を主成分とする星間雲です。この雲の濃い部分が重力で収縮すると、中心が高温高圧になり、やがて水素の核融合が始まって恒星として輝き出します。ここから主系列星としての長い安定期に入ります。意外に思われるのは、質量の大きい星ほど寿命が短いという点です。燃料が多くても、それをはるかに速い勢いで使うため、明るく輝く重い星ほど早く一生を終えるとされます。

中心部の水素を使い果たすと、星は膨張して赤色巨星になります。太陽と同じくらいの質量の星は、外層をゆっくり放出して惑星状星雲と呼ばれる構造をつくり、中心には高温で小さな白色矮星が残るとされます。一方、はるかに重い星は赤色超巨星へと成長したのち、超新星爆発と呼ばれる激しい爆発を起こします。あとに残るのは、きわめて高密度の中性子星か、光さえ抜け出せないほど重力の強いブラックホールとされます。星が最期に放出した物質は再び宇宙空間へ広がり、次の世代の星の材料になります。星の一生は一本道ではなく、循環していると捉えると、この分野の話がつながって見えてきます。

星団は恒星が重力で集まった集団、星雲はガスと塵が集まった雲です。名前が似ていて取り違えやすいところですが、星の集まりか、星の材料や残骸かという中身の違いで区別できます。

星団には、大きく分けて散開星団と球状星団があります。散開星団は、数十から数百程度の星がまばらに集まったもので、比較的若い星から成り、銀河の円盤にあたる面に多く見られます。おうし座のプレアデス星団(すばる)がよく知られた例です。球状星団は、非常に多くの星が球状に密集した集団で、年齢の古い星から成り、銀河を包み込むように分布しているとされます。若くまばらな散開星団と、古く密集した球状星団、という対で覚えると混同しません。

星雲は、光り方や見え方によっていくつかに分けられます。近くの高温の星に照らされて自分も光る散光星雲、背後の光をさえぎって黒く見える暗黒星雲、軽い星が最期に外層を放出してできた惑星状星雲、超新星爆発の残骸である超新星残骸などです。惑星状星雲という名前は、望遠鏡で見たときの姿が惑星のような丸い円盤に見えたことに由来するとされ、惑星とは何の関係もありません。名前に引きずられやすい代表例なので、由来ごと覚えておくと安心です。

銀河とは、多数の恒星や星間物質が重力でまとまった巨大な集団のことです。私たちの太陽系もその一つに属しており、視野を銀河・銀河群・銀河団と一段ずつ広げていくと、宇宙全体の骨組みが見えてきます。

私たちが属する銀河は天の川銀河(銀河系)と呼ばれます。中心部のふくらみを取り巻くように円盤が広がり、その円盤には渦を巻いた腕の構造があるとされます。太陽系はこの円盤の中心から離れた場所にあり、円盤を内側から見渡す方向に多くの星が重なるため、地上からは帯状の淡い光——天の川——として見えます。銀河はその形から、渦巻銀河・楕円銀河・不規則銀河などに分類されます。天の川銀河に比較的近い大きな渦巻銀河として、アンドロメダ銀河がよく知られています。

銀河は宇宙に一様にばらまかれているのではなく、集団をつくっています。天の川銀河やアンドロメダ銀河を含む数十個ほどの集まりは局部銀河群と呼ばれます。さらに多数の銀河が集まったものが銀河団で、銀河団がつながって超銀河団を形づくります。大きなスケールで見ると、銀河は網の目や泡の膜のように連なり、その間には銀河のほとんどない広大な空洞が広がっているとされます。この姿が宇宙の大規模構造です。

遠くの銀河を観測すると、遠いものほど速く遠ざかっているように見えることが知られています。これは宇宙そのものが膨張していることの現れと解釈され、時間をさかのぼれば宇宙はかつて非常に高温・高密度の状態にあったと考えられています。この考え方がビッグバンと呼ばれるものです。宇宙のあらゆる方向から届く宇宙マイクロ波背景放射は、その名残とされ、有力な証拠の一つに数えられています。宇宙の年齢や膨張の速さは観測にもとづく推定値であり、観測精度の向上とともに見直されていくため、本記事では具体的な数値は挙げません。恒星の進化・星団星雲・銀河・宇宙の構造・ビッグバンは、当サイトでもそれぞれ独立した練習の入口を用意しています。スケールの小さい順に解き進めると、この記事の流れをそのままなぞれます。

本記事は、天文宇宙検定の学習を補助する目的で、恒星と銀河に関する一般的な知識を整理したものであり、特定の学習効果や合格を保証するものではありません。学習法や理解の進み方には個人差があります。

宇宙論に関わる事柄は研究の進展によって理解が更新されていく分野です。天体の観測値や探査の進捗など更新されうる事項は本記事では深く扱わず、確立した基礎知識を中心に「〜とされる」という形で中立に記述しています。天文宇宙検定は天文宇宙検定委員会が実施する検定です。出題形式・出題数・合格基準・試験日程・検定料などの実施要項は級や実施回によって異なり、変更されることがあるため、受験を検討される際は必ず公式サイト・公式の受験案内で最新情報をご確認ください。

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