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宇宙の年齢は約138億年です。 これはすでに驚異的な数字ですが、一部の星の潜在的な寿命と比べると取るに足りません。 青色巨星は数百万年で燃え尽きるのに対し、別の星のグループは不死を手に入れることができます。 なぜそれが可能なのでしょうか？ その答えは、星のエンジンそのもの、つまり核融合にあります。
星は、中心部で水素をヘリウムに変える限り生き続けます。 星の質量が、この燃焼のペースを決定します。 星の質量が大きいほど、内部圧力は大きくなり、核融合は速く激しくなります。 逆に、最も軽い星である赤色矮星は、極めて節約して燃料を消費します。 そのため、その寿命は数千億年にも及び、宇宙の現在の年齢の千倍にもなります。
スブラマニアン・チャンドラセカール（1910-1995）の研究に基づき、MESAのようなシミュレーション・コードで精密化された恒星構造の天体物理学モデルによると、太陽質量の0.1倍の赤色矮星は、6000億年以上も平和的に燃え続けることができます。 この結果は、単純ながら強力な関係から導かれます：星の寿命（t）は、燃料の貯蔵量（質量M）を消費速度（光度L）で割ったものに比例します：\( t \sim \frac{M}{L} \)
星の光度は質量の4乗に比例して急速に増加します（\( L \propto M^4 \)）。この2つを組み合わせると、\( t \propto \frac{M}{M^4} = M^{-3} \)となります。
太陽の10分の1の質量の星は、約\( 10^3 = 1,000 \)倍長く生きることになり、その寿命は数千億年に達します。 さらに、赤色矮星は完全に対流しているため、太陽が消費するのは一部に過ぎないのに対し、ほぼすべての水素を利用します。これにより、太陽の寿命と比較して1,000から10,000倍の要素が簡単に得られます。
| 恒星タイプ | 質量 (M☉) | 寿命 (年) | 星の例 | 特徴 |
|---|---|---|---|---|
| 青色巨星 | ~ 20 | ~ 800万 | リゲル (β Orionis) | 空で最も明るい星の一つですが、遠くにあります。 |
| 青色巨星 | ~ 15 | ~ 1500万 | スピカ (α Virginis) | 主星が非常に高温な大質量の連星です。 |
| 青色巨星 | ~ 10 | ~ 3000万 | アルニラム (ε Orionis) | オリオンのベルトの中心星で、超新星として終わります。 |
| 大質量星 | ~ 8 | ~ 1億 | ナオス (ζ Puppis) | O型スペクトルの星で、極めて高温で明るいです。 |
| 中間質量星 | ~ 3 | ~ 5億 | ミンタカ (δ Orionis) | 多重星で、まだ比較的短い寿命を持つ十分な質量があります。 |
| 黄白色星 | ~ 1.8 | ~ 20億 | シリウスA (α Canis Majoris) | 夜空で最も明るい星で、太陽より質量が大きいです。 |
| 黄色星 | ~ 1 | ~ 100億 | 太陽 | 我々の星で、すべての比較の基準です。 |
| 橙色矮星 | ~ 0.7 | ~ 250億 | アルファ・ケンタウリB | 太陽の最も近い隣人であり、我々の星よりも長い寿命を持ちます。 |
| 赤色矮星 | ~ 0.4 | ~ 2000億 | グリーゼ581 | グリーゼ581cを含む惑星系で有名です。 |
| 赤色矮星 | ~ 0.12 | ~ 6000億 | プロキシマ・ケンタウリ (GJ 551) | 太陽に最も近い星（4.22光年）で、質量が小さいにもかかわらず非常に活発です。 |
N.B.： しきい値（0.08 M☉）以下では、天体は水素をヘリウムに融合させるのに十分な内部圧力と温度を持っていません。 この場合、褐色矮星と呼ばれ、「失敗した星」と呼ばれることもあります。
これらの質素な星は、遠い未来、他のすべての星が消え去った後、どのような運命をたどるのでしょうか？ その終わりは地味なものです：爆発も突発もなく、ゆっくりと自ら収縮します。
水素が枯渇するにつれ、これらはヘリウム白色矮星に変わり、核融合によるエネルギーを生成しなくなります。 これらの星の残骸は、残存熱を宇宙空間に放射し、冷えて黒色矮星になります：冷たく、密度が高く、見えない天体で、現在のところ完全に理論上の存在です。宇宙はまだ一つも生み出していないからです。
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