Andrew King (2012 / 中田 好一 訳 2013) 星

  • Andrew King, 2012: Stars (A Very Short Introduciton). Oxford University Press.
  • Andrew King 著, 中田 好一[よしかず] 訳, 2013: 星 — 巨大ガス球の生と死 (サイエンス・パレット SP-010)。丸善出版, 180 pp. ISBN 978-4-621-08735-0.

地学概論の授業で紹介できるような天体物理の入門書をさがしていた。ブラックホールなどの研究の先端的話題に特化したものではなく、太陽をふくむ主系列星を中心にあつかったものだ。わたしの天体物理の知識は、かなりのところ30年から40年まえに読んだ岩波新書やブルーバックスなどの新書本のおかげなのだけれど、それでは知識内容が古すぎるだろう。しかし同じシリーズの新しい本にうまいものが見あたらなかった。『西洋天文学史』を見たついでにその「サイエンス パレット」のシリーズを見たら、これがあった。読んでみると、前半はだいたいわたしがなんとなく知っていた(ただしおしえる自信がないところもあった)こと、後半にはわたしにとってあたらしい知識があった。わたしが授業であつかいたい内容によくあっている。白黒印刷で、図がすくないが、ちかごろの入門書は図がおおくて説明がすくないものもおおいので、もし図が同じ概念でできているのならば(それを確認するのは簡単ではないが)、くみあわせればよさそうだ。

以下、わたしが理解したかぎりでの要点。わたしの理解が正確でないかもしれない。

第1章「科学と星々」
星は、光度(電磁波として出しているエネルギーの量)と温度の2軸に表示した「HR図」によって、主系列星、赤色巨星、白色矮星に分類できる。光度は、みかけの明るさと距離がわかればわかる。距離は(わりあい近い星のばあい)年周視差でわかる。

星の光のスペクトルの吸収線あるいは輝線から、元素の存在がわかる。セシリア ペインが1925年に、星に多い元素は水素、ついでヘリウムであることを示した(それがうけいれられるまでに4年かかった)。

第2章「太陽の生き方」
太陽をふくむ恒星のような天体では、重力が主要な力となる。距離がとおくなるにつれてのよわまりかたは、重力は核力などよりはゆるい。電磁力は重力と同じ距離の2乗に反比例だけれど、引力と反発力があり、遠方への効果はうちけしあう。重力は引力だけなので、遠方でもきく。

太陽などの星では、ガスの圧力が重力とつりあっている。圧力・密度・温度の関係があるから、中心では圧力が高いとともに温度が高くなっている(太陽の中心温度は1千万K)。

太陽がエネルギーを放出すれば太陽のもつエネルギーは減るのだが、太陽の内部の温度は上がる。それは、太陽には、熱エネルギーのほかに、重力エネルギーがあるからだ。(ここで、単純化したモデルだが、定量的な議論をして、「virial定理」の式をしめしている。)

太陽が、いまの rate でエネルギーをうしなっていくと、その寿命はあと2千万年ということになる。これは(19世紀の知識でも)みじかすぎる。ほかにエネルギー源があるはずだ。

第3章「表通りの日々」(この題名は主系列星をさす)。
太陽をふくむ恒星のエネルギーは、陽子・中性子をむすびつける核力(強い相互作用)からくる。原子核を再構成すれば、エネルギーを放出できる。エネルギーが出ていけば、そのぶんの質量が減る。ヘリウム原子核の質量は、陽子と中性子の合計質量よりも 0.7% すくない。もし太陽の水素を全部ヘリウムに変えることができたとし、いまのrateで放射したとすれば、10の11乗年ぶんある。

陽子のあいだの電気的反発力をのりこえて核融合反応をおこさせるには、高い温度が必要だ。4つの水素原子の同時衝突はまれで、2種類の、2個の粒子の反応の連鎖による反応がおこっている。

温度が「エディントン限界」をこえてあがると、星が爆発する。安定した星は、エディントン限界ぎりぎりの状態にある。中心温度 は 重力定数 かける 質量 わる 半径 に比例する。したがって、半径は質量にほぼ比例する。

核反応がおこっているコアのまわりに、envelopeがある。そこでは、熱伝導と対流で熱がはこばれる。

質量が小さい星(太陽の0.1倍くらい以下)では、電子縮退圧が重力につりあい、水素燃焼がおこらない「褐色矮星」になる。
主系列星の質量の大きいほうの限界は明確ではないが、質量が太陽の100倍以上の星はあるものの、まれであり、寿命が短い。

第4章「元素のクッキング」
水素からヘリウムへの核融合反応がすすむとともに、星のヘリウムコアが形成されるが、ヘリウム核反応は(この段階では)おこらない。ヘリウムコアの質量がふえると、その中心での密度と圧力は、へってしまう。

ヘリウムコアが星の質量の約10%以上になると、しくみがかわる。
そこまでいく時間は、太陽の場合で百億年、太陽の10倍の質量ならば太陽の100分の1、太陽の10分の1の質量ならば太陽の約千倍だ。
しくみの変化にかかる時間は、力学の静水圧平衡にいたるのは数時間、熱力学的平衡には数千万年だ。
星のコアが収縮する。全重力エネルギーをたもつように、envelopeが膨張する。星の体積が大きくなり、表面温度は低くなる。ヘリウムコアのまわりの水素の核反応がすすむので、光度は大きくなる。赤色巨星である。HR図上で赤色巨星と主系列星のあいだにギャップがあるのは、この変化が速く進行するからだ。巨星は光度が大きいので、実際の数のわりあいよりも、見える数のわりあいが多い。

それから、ヘリウムが核融合して炭素や酸素にかわる。ヘリウムコアが膨張する。envelopeは収束する。星の体積は小さく、表面温度は高くなる。脈動することもある。そのつぎには、炭素や酸素が反応し、Mg, Na, Ne, Siをつくる。しかし、鉄までいくと、核エネルギーがあまらないので、反応はすすまない。鉄より重い元素は、中性子を捕獲して電子(と反ニュートリノ)を放出する反応でできる。

質量の大きい星は、ヘリウムが使いつくされると、コアが収縮、envelopeが膨張し、超巨星となる。元素組成のちがう複数の層からなる。

第5章「星々が亡くなる日」
超巨星では、envelopeは巨大で、その重力は小さいので、envelopeの質量のほとんどが放出されてしまう。コアの核反応は短時間で終わり、コアは収縮する。

ここで、星の質量によって、なりゆきがちがう。
太陽の1.4倍の質量(チャンドラセカール限界)以下ならば、質量放出を考慮すると もともと太陽の7倍以下の質量の星ならば、重力とつりあうのは電子縮退圧で、白色矮星になる。

それより質量が大きいと、陽子が電子を捕獲して、中性子ガスになる。中性子の縮退圧でつりあって、中性子星になる。ただし、そうなるまでに、捕獲反応で発生するニュートリノが、エネルギーを持って出る。それが envelope 物質をふきとばし、超新星爆発をおこす。重い元素はこの爆発によって星の外に出てくる。

さらに質量が大きいと(太陽の3倍以上か?)、中性子の縮退圧でもささえられず、重力崩壊がつづく。光が出てくることができない、ブラックホールになる。質量と、回転の角運動量はあるが、そのほかの特徴のない天体だ。

第6章「亡きがらを求めて」
ブラックホールは光を出さないし、中性子星は表面積が小さいので光で検出は困難だ。しかし、光を出す星(「伴星」とよんでおく)と連星になっていれば、その星の動きから質量の存在がわかることがある。さらに、伴星から中性子星やブラックホールの表面にガスが落ちて、降着円盤を形成する。これは小さい空間に集中した電磁波源なので、X線源になる。また、【わたしはまだ条件をおいきれていないのだが】中性子星が電波のパルスを一定時間間隔で出す「パルサー」になることがある。

銀河の中心には(個々の恒星よりも巨大な、たとえば10億太陽質量の)ブラックホールがあるだろう。物質がブラックホールに降着する際に放出するエネルギーは静止エネルギーの約10%ある。銀河の性質に影響をあたえているにちがいない。

第7章「宇宙を測る」
銀河系でもっとも古い星の年齢は125億年± 15億年とみつもられている。

セファイド(Cepheid)変光星(名まえはケフェウス座δ星に由来)は周期から絶対光度がわかるので、あかるさから距離がわかる。(その変光のしくみは、ヘリウムの2回電離層による、膨張収縮の振動で説明されている。) これを使って、宇宙の膨張速度がわかる。そこから単純に宇宙の年齢をもとめると、136億年となる。

しかし、宇宙の膨張速度は変化しているかもしれない。Ia型超新星は、チャンドラセカール限界の質量をもつので、光度がだいたい一定だ。これを標準光源とすると、宇宙の膨張は加速している。

第8章「はじまり」
ここまでの話は、星がすでにあるところからはじめた。星の誕生がわからなくても、星の質量さえわかれば、星の進化はだいたいきまる。ただし化学組成もいくらかきく。

星の誕生の理解はむずかしい。星間空間の分子雲のなかで、高密度の部分が出現する必要がある。(自己重力か? 超新星などの外からの圧力変化か?) ある臨界質量(ジーンズ質量)以上のかたまりが収縮をはじめれば、重力崩壊がはじまる。天の川銀河のばあい、臨界質量は太陽質量の数千倍だ。収縮がはじまると、断片化がおこる。自分の輻射に対して不透明になると断片化がとまる。熱的時間スケール(太陽の場合2千万年)で収縮がおこり、核融合がはじまれば、恒星になる。(たくさんの恒星をふくむ銀河が形成されていくシミュレーションがおこなわれている、という話になる。)

星 – ガス – 星 の輪廻がくりかえされ、重い元素がふえていく。その結末は、すべての物質が鉄になり、ブラックホールの中にとじこめられることになるだろう。それでもブラックホールからの熱放射(ホーキング放射)はあるだろう。

折りかえしのあとにくわしい目次をつける。

== 目次 ==
まえがき
目次
1. 科学と星々
– 星は何からできているのだろう?
– 重さは? 熱さは? 明るさは? 大きさは?
– 星って単純
2. 太陽の生き方
– 重力と太陽
– エネルギーと進化
3. 表通りの日々
– 原子と原子核
– 核燃料
– 着火
– 水素燃焼星
– 主系列の限界: 縮退
4.元素のクッキング
– 成長と変化
– 巨星
5. 星々が亡くなる日
– 終焉
– 中性子星とブラックホール
6. 亡きがらを求めて
– パルサー
– 降着
– ブラックホール
– 連星の進化
– 終点: 星のリサイクル
– 終点: 最も明るい連星
– ガンマ線バースト
– エピローグ
7. 宇宙を測る
– 年齢
– 距離
– 加速膨張
8.はじまり
– 輪廻
– 暗がりでの誕生
– 最後の星
推薦図書
図の出典
訳者あとがき
索引

コメントを残す

メールアドレスが公開されることはありません。 * が付いている欄は必須項目です

このサイトはスパムを低減するために Akismet を使っています。コメントデータの処理方法の詳細はこちらをご覧ください