星の寿命を最も強く左右するのは質量です。大質量星は燃料を多く持ちますが、それ以上に速い勢いで核融合を進めるため短命になり、低質量星は燃料をゆっくり使うため長生きします。
しかし、同じくらいの質量を持つ星なら寿命も完全に同じになる、というわけではありません。実際の恒星進化には、星が生まれたときの化学組成、自転、恒星風による質量損失、近接連星での物質移動なども影響します。
つまり、質量は星の寿命を決める「基本条件」ですが、実際の進化時間は、その星がどのような材料ででき、どのように回転し、周囲の星とどう相互作用するかによって修正されます。
まず寿命の最大の違いを作るのは質量
恒星は生涯の大部分を、中心で水素をヘリウムへ変える「主系列星」として過ごします。国立天文台は、太陽より軽い星では主系列段階が100億年以上続く一方、太陽の約10倍の質量を持つ星では数千万年程度にとどまると説明しています。
OpenStaxも、星の主系列寿命は「使える核燃料の量」と「燃料を使う速さ」の両方で決まり、大質量星ほど中心温度が高く、核融合反応が急速に進むため短命になると解説しています。
たとえば、太陽程度の質量の星は主系列で約100億年規模を過ごしますが、数十倍もの質量を持つ星では数百万年規模しか主系列にいない場合があります。反対に、太陽よりかなり軽い赤色矮星の中には、現在の宇宙年齢よりはるかに長い寿命を持つと予測されるものがあります。
このため、星の寿命を比較するときは、まず質量を見るのが基本です。
大質量星は燃料が多くても、それ以上に速く使う
「重い星は水素を多く持つのだから、むしろ長生きしそうだ」と思うかもしれません。しかし、恒星では燃料量の増加より燃料消費速度の増加のほうが大きくなります。
質量が大きい星は強い重力で内部を押し縮めます。その重力を支えるには中心部に高い圧力が必要で、中心温度も上がります。核融合反応は温度に強く依存するため、高温になるほどエネルギー生成率は大きくなります。
結果として、大質量星は大量の光を放ち、核燃料を短期間で消費します。NASAも、低質量星は暗くゆっくり燃料を使う一方、大質量星は自重を支えるため高い割合で燃料を消費し、短い一生を送ると説明しています。
寿命を大まかに「使える燃料量÷消費速度」と考えると、大質量星ほど短命になる理由が理解できます。
同じくらいの質量でも化学組成は同じとは限らない
恒星の大部分は水素とヘリウムですが、それ以外の元素をどの程度含むかは星によって異なります。天文学では、水素とヘリウムより重い元素をまとめて「金属」と呼び、その割合を金属量と表現します。
化学組成が違うと、星の内部で光がどれだけ通りやすいか、内部の温度や密度がどのような分布になるか、恒星風によってどれくらい質量を失うかなどが変わります。
そのため、同じ初期質量を持つ星でも、金属量が異なればH-R図上の進化経路や各進化段階にとどまる時間が完全には同じになりません。
OpenStaxも、星の進化経路は質量だけでなく組成にも依存するとしています。質量が寿命の第一要因であっても、組成はその進化を調整する条件の一つです。
自転は星の内部の混ざり方を変える
恒星は自転しており、その速さも星ごとに異なります。自転は単に星の表面が回るだけではなく、内部の物質の混ざり方にも影響します。
高速で回転する星では、回転に伴う流れによって、中心部で核融合に使われる水素と外側の物質が混ざりやすくなる場合があります。その結果、中心部へ新しい水素が供給され、主系列段階の進み方が、自転を無視した単純なモデルとは変わることがあります。
恒星進化モデルでは、このような回転による混合が主系列寿命を延ばす場合があることが示されています。ただし効果の大きさは、質量、自転速度、内部の混合の仕方などによって異なります。
したがって、「質量が同じだから内部の燃料の使われ方も同じ」とは限りません。
恒星風で質量を失うと、その後の進化も変わる
恒星は一生の間、表面からガスを宇宙空間へ放出しています。これを恒星風と呼びます。特に高温で明るい大質量星では、恒星風による質量損失が大きくなることがあります。
生まれたときの質量が同じでも、その後にどれだけ質量を失うかが違えば、内部に残る質量や外層の構造も変化します。これによって、赤色超巨星になるか、外層を大きく失った高温星になるかなど、後期進化の経路が変わることがあります。
最終的な超新星の種類や、残される中性子星・ブラックホールの性質にも、進化途中の質量損失が関係します。
つまり恒星の寿命や最終段階を考えるときは、「最初に何太陽質量だったか」だけでなく、「その後どれだけ質量を保てたか」も重要です。
連星では相手の星が寿命と進化経路を変える
恒星の多くは、2つ以上の星が互いのまわりを回る連星・多重星系に属しています。2つの星が十分に近い場合、一方からもう一方へガスが流れる「質量移動」が起こることがあります。
国立天文台は、大質量星が連星系にある場合、伴星の影響によって外層の多くを短時間ではぎ取られることがあると説明しています。このような相互作用は、単独星とは異なる進化経路を作ります。
NASAが紹介した大質量連星の例でも、もともとより重かった星が伴星へ質量を渡したため、現在は軽いにもかかわらず、進化段階ではより先に進んだ状態になっていました。質量移動を考えなければ、現在の質量だけから年齢や寿命を単純に説明できない例です。
連星では、質量を失った星の進化が変わるだけでなく、質量を受け取った星が若返ったような状態になることもあります。さらに、2つの星が合体すれば、単独星とは全く違う進化になります。
「今の質量」と「生まれたときの質量」は区別が必要
星の寿命を質量で比べるとき、「現在の質量」と「初期質量」を混同しないことが重要です。
単独の主系列星では、主系列期間中に質量が極端に変わらない場合が多いため、両者は比較的近い値です。しかし、大質量星の強い恒星風や近接連星の質量移動では、進化の途中で質量が大きく変わることがあります。
そのため、現在同じ質量に見える2つの星でも、一方はもともとその程度の質量で生まれた星、もう一方はもっと重く生まれて後から質量を失った星という可能性があります。
後者はすでに内部の核燃料を多く消費しているかもしれず、残された寿命も同じとは限りません。
年齢と寿命も同じ意味ではない
「星の寿命」と「星の年齢」も区別する必要があります。
年齢は、その星が誕生してから現在までに経過した時間です。一方、寿命は、ある進化段階がどれくらい続くか、あるいは誕生から最終段階までどれくらい続くかという時間です。
同じ10億歳の2つの星でも、低質量星ならまだ主系列の初期にいるかもしれませんが、大質量星ならすでに寿命を終えている可能性があります。
さらに「主系列寿命」を指すのか、「恒星としての全進化時間」を指すのかによっても数字は変わります。星の寿命を比較するときには、どの段階までを寿命と呼んでいるかを確認することが大切です。
星団では質量と寿命の違いを比較しやすい
星の寿命と質量の関係を確かめるうえで、星団は重要な観測対象です。
同じ星団の星々は、ほぼ同じ時期に、似た化学組成の材料から生まれたと考えられます。そのため、年齢と組成がほぼ共通という条件の中で、主に質量の違いによる進化速度の差を比較できます。
OpenStaxも、星団では星々がほぼ同じ時期・同じ組成で生まれるため、主系列からどの質量の星が離れているかを調べることで恒星進化モデルを検証できると説明しています。
若い星団には高温で明るい大質量星が残っていますが、古い星団では大質量星はすでに主系列を離れ、低質量星が多く残ります。この違いは、大質量星ほど寿命が短いことの観測的な証拠になります。
似た星を比較すると「第二の条件」が見えてくる
質量が大きく違う星を比べれば、寿命の違いは主に質量で説明できます。一方、質量が近い星どうしを詳しく比べると、組成、自転、質量損失、連星相互作用などの影響が見えやすくなります。
これは、恒星進化の研究で多数の星を観測する理由の一つです。質量だけでは説明しにくい違いを探すことで、星の内部でどのような混合が起きているのか、恒星風がどの程度強いのか、連星相互作用がどれほど頻繁なのかを調べられます。
星の寿命のばらつきは、単なる誤差ではなく、恒星内部や周囲の環境についての情報を含んでいます。
寿命の予測値にはモデルの不確かさもある
恒星の寿命は、人間が一つの星の誕生から最期まで直接観察して測れる時間ではありません。天文学では、さまざまな年齢の星や星団を観測し、恒星内部の物理を使った数値モデルと比較して寿命を求めます。
そのため、自転による混合をどの程度とするか、恒星風による質量損失をどう扱うか、対流がどこまで広がるかといったモデル上の条件によって、予測される進化時間には一定の差が生じます。
特に大質量星や連星では、単独の低質量星より進化経路が複雑です。「太陽の何倍の質量なら寿命は必ず何年」と完全に一つの数字で決めるより、条件に応じた範囲として理解するほうが適切です。
まとめ
星の寿命の大きな違いを作る第一の要因は質量です。大質量星は中心温度が高く、核融合による燃料消費が速いため短命で、低質量星は燃料をゆっくり使うため長寿命です。
しかし、同じくらいの質量を持つ星でも寿命が完全に同じとは限りません。化学組成が内部構造を変え、自転が物質の混合を変え、恒星風が質量を減らし、近接連星では伴星との質量移動が進化経路そのものを変えることがあります。
そのため、恒星の寿命を正確に考えるには、初期質量を基本にしながら、組成、自転、質量損失、連星相互作用、現在の進化段階を合わせて見る必要があります。
「質量で寿命が決まる」という法則は恒星進化の基本ですが、それはすべての星に一つの寿命を機械的に割り当てるという意味ではありません。似た質量の星を比較することで、恒星の一生を調整するさまざまな条件が見えてくるのです。
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