第60回 東レ科学振興会科学講演会記録
平成22年9月17日 東京 有楽町朝日ホール

宇宙の起源と進化
─星が作った多様な宇宙─

東京大学大学院理学系研究科
ビッグバン宇宙国際研究センター准教授

茂山俊和

今日皆さんにお話しするのは、「宇宙の起すが、天の川の写った写真でもその光ってい源と進化」ということで、宇宙の中でも恒星

る部分は点状に見えて、ほとんどが恒星です。

によって作られた、あるいは恒星の進化によ

あるいはそれに照らされた、星と星の間にあってもたらされた非常に多様な宇宙について、る雲が見えています。

そして、われわれと恒星の進化との密接な関係についてお話しするつもりです。

われわれの太陽も恒星です。図１はＸ線で見た画像ですが、表面ではいろいろな活動を恒星というのは、もともとは英語のFixed

起こしていることがわかります。今日は表面

Star、空にフィックスしている、動かない星の話ではなくて、太陽を含めた恒星の中身でのことで、天球の上で位置を変える惑星に対どういうことが起こっているかという話をしする名前です。しかし、恒星が動かないようようと思います。

に見えるのは非常に遠くにあるからです。
天の川を見たことがある方も多いと思いま

図１

まずは恒星がどういうものなのかを説明いたします。恒星というのは、一言でいえば高太陽観測Ｘ線衛星ようこうによる太陽の画像（国立天文台、宇宙科学研究所）

19温ガスの塊です。何でかたまっているかといこ と が で き て、5,800ケ ル ビ ン く ら い で す。

うと、万有引力という、全ての物の間に働く、ケルビン（Ｋ）という単位はこの話でもよく質量の積に比例して距離の二乗に反比例した

出てくると思いますが、これは絶対温度の単強さを持って引き合う力で塊を維持していま位でわれわれの日常使っている摂氏との関係す。地球がわれわれを地上に引き止めておく

では、摂氏０度がだいたい273Ｋくらいです。

力と同じ力が恒星を構成するガス同士にも働高い温度のことを言うときは、ケルビンでも、いています。しかし、引力だけでは恒星は潰度でもほとんど変わりないので、私はどちられてしまいます。これと対抗する外向きの力も混ぜて使うことがあると思います。

と釣り合って、恒星はその形を維持できます。

一方、中心の温度は直接測定するのはなか

その外向きの力が圧力の勾配です。つまり、

なか難しいのですが、いまではニュートリノ

ガスが持つ圧力が外に向かって小さくなってを使って測定値としてもある程度の範囲では

いて外向きに力が加わっているのです。

決まっています。推定値としては約1,600万Ｋ

太陽の場合は、そのガスの塊がどれくらいで、もともとは理論的な太陽モデルを使ってあるのかというと、キログラムにするとおよ

出された値です。これくらいの温度になって

そ2×1030 kgです。10の30乗というあまり見いると、ガスの中の主成分である水素が４つ

慣れない数ですが、１のあとに０が30つく非

くっつく反応が起きています。「くっつく」

常に膨大な量です。地球もわれわれの日常のというのはどういう意味かというと、化学反感覚から言うと非常に大きなものですが、太応で分子を作るということではなくて原子核

陽はその30万倍ぐらいもある非常に巨大なガ同士がくっついて違う元素になってしまうこス球です。

とです。つまり、４つの水素原子核がヘリウサイズを見てみると、半径はだいたい70万

ムになってしまうという核融合反応が起こっ

km、これは質量に比べると想像できないくています。ここから出てきたエネルギーで太らい大きいというわけではありません。地球

陽は長い間光り続けていると考えられていまの半径は6,400kmですから、それと比べるとす。

100倍ちょっと大きいくらいです。
太陽の表面温度はスペクトル観測から測る

太陽のほかにも銀河系にはいろいろな星があります。図２にありますように横軸に星の色をとり、縦軸に絶対等級、本来の明るさを取って星を１つ１つプロット
すると、この面に一様に分 布 す る の で は な く て、あるところに集まって分布するようになっています。太陽をプロットすると矢印の位置になります。
太 陽 と 同 じ 質 量 の 星 は、だいたいこの位置にきます。
ではこの図で線状になった分布は何を表すのでしょうか。それにはまず

図２20恒星の色等級図星の色と表面温度の関係

図３

色の違う７つの恒星のスペクトル一番上の帯は白色光のスペクトル

を知っておかなければなりません。星の場合くることになります。

は色が青いものは表面温度が高い。日常生活

実は、図２の星の分布は質量の違いによっでは青いほうが冷たいような印象を受けますて明るさと表面温度が違う星であるというこが、星では逆になっています。赤いほう、暖とになります。下にある暗い星ほど質量が小色系のほうが表面温度が低いというのが星でさく、上にいくほど質量が大きくなります。

す。

このプロットでは質量の大きい星は、進化しこの星の光をプリズムなどで虹のように色別に分けたものをつくってやると、図３のよていて内部で構造上の変化が起こってしまっています。

うに、星によってその明るさの分布が違ってではその進化の原因を見るために、水素のきます。一番上のスペクトルを除く七つのス

核融合反応について少しお話しします。核融

ペクトルは、違った色を持つ七つの星のスペ合反応は、先ほどお話しましたが４つの水素クトルです。たとえば上の星と下の星を見比

原子核が結合して、一つのヘリウム原子核にべると、上の星は紫色のところが明るいのになるというものです。その原子核の１個１個対して、赤いところはちょっと暗くなっていを描くと、ナノメーターよりももっと小さいます。一方、一番下の星は、青いところは暗その100万分の１ぐらいのスケールになりま

くて、赤いほうで明るい。このようにして色す。図４に赤い丸印で示すように、小さい水が違ってくる。そのほかにこの虹色の中に黒素原子核（陽子といいます）が４つあって、い線が見えていますが、この見え方も違ってそれが２つずつくっついて、重水素という原21

図５ 水素核融合反応（CNO cycle）の模式図（Wikipedia）

図４

水素核融合反応（p-p chain）の模式図（Wikipedia）

このように触媒を通してヘリウムをつくるという反応も起こるのですが、太陽ではそれほど起こっていません。この反応が盛んに起子核になります。さらにもう１個陽子がくっこる星は、太陽より高温の星、図２に戻ってついて、ヘリウムの同位体、ヘリウム３にな頂ければ分かると思いますが、つまり太陽よ

ります。このヘリウム３が２つくっついて、

り明るく質量が大きい星です。この反応は温陽子２個を弾き飛ばして、ヘリウムの原子核、度に非常に敏感で、温度がちょっと高くなる

陽子２つと図では灰色の丸印で示してある中と、非常に早く回るようになるので、ヘリウ性子が２つで構成される原子核を合成します。

ムがいっぱいつくられ、水素の消費も激しく

こういう反応（p-p chainといいます）が絶なります。

えず太陽の中心部分では起こっています。

では水素核融合反応でどうして太陽は輝け

実は、恒星の内部では、陽子が４つくっつるのか。これはアインシュタインの相対性理

く反応はもう１種類あって、CNOサイクル

論のエネルギーと質量の関係、Ｅ＝mc２、エと呼ばれています。このCNOは何かというと、ネルギー（Ｅ）＝質量（ｍ）×光速（ｃ）の炭素（Ｃ）と窒素（Ｎ）と酸素（Ｏ）で、こ２乗に拠っているわけです。どういう意味か

れらを触媒にして反応が起こります。図５がというと、質量とエネルギーは、置き換え可その模式図ですが、右回りに炭素、窒素、炭能である。ある質量を持った粒子が消えて、素、窒素、酸素、窒素と回っていくうちに、エネルギーにもなるし、あるエネルギーから

最後に窒素15が水素と衝突するときに壊れて、質量をつくれる、こういう意味を持ったもの

ヘリウムと炭素12になる。１周すると１つヘです。

リウム原子核が合成される。使われる水素原

では水素の核融合の場合どうなるか。水素子は４個なので先の反応と原料と合成物の関

原子核４個とヘリウム原子核１個の質量を比係は同じです。

べてみますと一つのヘリウム原子核のほうが22

四つの水素原子核を足したものよりも軽いののまま左上に延長するかたちで星の分布が伸です。そうすると、この式から余分な質量がびるはずですが、ここで折れ曲がるというこ

エネルギーに変わったことになります。そのとは、大質量星ではすでに何か異変が起きてエネルギーはγ線という非常に高エネルギーいるということになります。そして、折れ曲の電磁波とニュートリノが主に担います。ニ

がった先の右上に延びている部分にある、絶ュートリノは小柴先生がノーベル賞をとって対等級が大きい、つまり明るくて色は赤い星

有名になりました。

を赤色巨星といいます。こういう星に主系列ではこの核融合反応生成物で出てきたものから進化していきます。

（ヘリウムとγ線とニュートリノ）はどうな

このように質量が様々に違う星が主系列にるでしょうか。ヘリウムは中心付近に貯まり並んで、進化とともにこの図の上で決まったます。γ線は、恒星内部のガス、主に電子と道筋を通っていくということで、一様には分散乱、吸収・再放射を何回も繰り返しつつ、布しないのです。もし、形成されて間もない

外側にじわじわと広がっていきます。表面か星団の色と等級の図を描いてみると、主系列

らはわれわれが太陽で見ているように、可視だけがずっと大質量星のほうまで延びていま光として放射されて、この核融合反応から出す。進化した星はまだなく、水素核融合反応てきたエネルギーが外に出てきます。恒星がを中心で起こしている星ばかりになります。

輝き続けられる理由がここにあります。水素水素核融合反応はエネルギーが出てくる発核融合反応が続く限り恒星は輝いているので熱反応なので、天文の業界では化学反応の燃す。

焼との類推から核融合反応の生成物を「燃え一方、ニュートリノは、エネルギーとしてかす」と言ったりします。反応が続いていく

は太陽のような星の場合はそんなに多くないと中心付近では燃えかすが貯まってしまい、のですが、そのほとんどは恒星内部のガスと核融合反応は中心では一旦止まってしまいま

反応せずにそのまま外に出ていきます。といす。しかし、核融合反応は燃料の水素がまだうことは、ほぼ光の速さでニュートリノは飛残っているその周りで起こるようになってきんで行きますから、太陽だとだいたい2.3秒ます。そうすると恒星の構造がガラッと変わで表面を通過していってしまう。そして、宇り、水素のある外層が膨らんでいきます。そ宙空間にエネルギーを持ち去っていきます。

して図６に示してあるように赤色巨星になっ

さて、太陽の内部の話をしましたが、いろていきます。

いろな星をプロットした図２の色と等級の図

水素核融合反応の燃えかすとして中心に残で最も星が集まっている右斜め下に向かう線

ったものをヘリウム中心核といいます。水素上の列は主系列と呼ばれていて、中心で水素の核燃焼、核融合反応が外側で起こっているの核融合反応を起こしている星が並ぶ列です。

ので、ヘリウム中心核の質量はどんどん増え

上にいくほど大質量の星が並んでいて、下に続けます。すると、自分の万有引力でどんどいくほど小質量の星が並んでいます。こういん収縮していきます。物質が熱を逃がさずにう傾向になることが理論モデルとの比較でわ収縮していくと、温度が上昇していきます。

かっています。

ヘリウム中心核は密度が高いので熱を外に輸しかし、主系列の上の部分をみると右に折送するのに時間がかかり、熱をあまり出せな

れ曲がっています。実は水素核融合反応が中いということで、収縮に伴って温度が上昇し心で起こっている太陽より重い星が、このサていきます。

ンプルの中にはほとんどないということを示

先ほど水素核融合反応が起こっているとこ

しています。水素核融合反応が大質量の星のろの温度は、太陽の場合、約1,600万度だと中心部分でまだ起こっているのであれば、こ言いましたが、この温度上昇によって中心核23図６

中小質量星の進化とそれにも伴う元素組成の変化の模式図（写真：NASA）の温度が３億Ｋ、３億度ぐらいまでになると、る前に三つ目のヘリウムがくっつくと炭素に

今度は新たな核融合反応が起こります。つまなる。こういう奇跡的なタイミングでヘリウ

りヘリウム原子核同士がくっついて違う元素

ムがくっつくことができる状況は、自然界でになるという核融合反応が起こり始めます。

はおそらく恒星の中しかないでしょう。非常

ヘリウムの原子核のことは、昔、アルファに時間をかければまれにこういう反応が起こ粒子と言っていたので、その名残でトリプルるのです。また、反応の確率を増やす条件とアルファ・リアクションと言います。これはして、非常に速いヘリウムがあること（温度ヘリウムが３つくっつく三体反応です。そのが高い）とたくさんヘリウムがあることも必

結果、炭素原子核が合成されます。この反応要です。したがって温度が高くて、物質がたもやはり発熱反応です。先ほどのＥ＝mc２をくさんあって、長い間存在できる。そういう使った議論をもう一度繰り返すと、ヘリウム条件を備えた恒星の中でこういう反応が起この原子核三つの質量よりも炭素の原子核の質って炭素ができるわけです。

量のほうが軽いので、エネルギーを放出しま炭素ができたところで、炭素にもう一つヘす。もう少し詳しく見てみると、まず、ヘリリウム原子核がくっついて酸素をつくるといウム二つがくっついて、一瞬ベリリウム８とう反応も起こります。そこまでの進化を遂げいう原子核をつくります。しかし、このベリると、図６の漸近巨星分岐星と示してあるよ

リウム８という原子核は、10−17 秒というもうな星の内部の構造になります。中心では炭のすごく短い時間で壊れてしまいます。壊れ素と酸素でできた核ができて、その周りにヘ24

リウムがあって、その周りに水素とヘリウム

白いということはすべての色で光を強く出がある。この境目ではそれぞれ原子核反応がしていることを示しています。従って表面温起こっています。

度は高く、数万度、数万ケルビンぐらいある。

中小質量星、太陽やあるいは太陽の７〜８

すでに内部で核融合反応は起こしていないの倍ぐらいの質量を持った星の進化というのはで、熱源が無く温度は下がる一方です。最後

ここで終わりです。最後には、水素とヘリウ

は光をほとんど発しなくなって、黒色矮星にムの外層、およびヘリウムの外層、両方を図なるだろうと考えられています。

６の写真にあるように周りに吹き飛ばして、しかし、暗くなるには非常に時間がかかる

中心には白い天体、炭素と酸素でできた白色と思われます。数十億年から100億年、宇宙矮星と呼ばれる天体が残ります。

の年齢がいま137億年といわれていますから、これは非常にきれいな天体で、惑星状星雲

宇宙の年齢と同じぐらいかかる。こういうこと言います。なぜ広がったガスがこのようにとを利用して、いろいろな白色矮星について、

きれいに光るかというと、白色矮星は紫外線

その温度と明るさを系統的に計ることで、時をたくさん出して、周りのガスに含まれる炭計として使おうという試みもしています。

素や酸素、あるいは窒素原子を励起して、そでは次に、太陽よりずっと重い星、太陽よの励起したものが脱励起するときに特有の色

り10倍以上重い星はどう進化するのか。このの光を出すので、カラフルな天体として観測ような星は主系列にいるときには、中心付近されるわけです。これが中小質量星の進化のでの水素の核融合反応は、より高温下で起こ最後です。惑星状星雲は炭素や酸素を多く含るCNOサイクルにより進みますので、中小むガスが宇宙空間にばらまかれる現場なので質量星より速く進みますが、同じように炭素す。

と酸素の中心核ができます。大質量星では炭

さて、白色矮星はどうなるか。まず白色矮

素と炭素が核融合反応を起こし、さらにその星が、なぜ矮星と呼ばれているかというと、先に核融合反応が進みます。そして、さまざ

小さい星だからです。半径はだいたい地球と

まな核融合反応が起こります。質量も大きい

同じくらいで、１万kmぐらいしかない星です。

ので、サイズも大きくなって、超巨星という白色矮星の質量は、もともと白色矮星をつく星になり、最後は超新星爆発を起こしてそのった星の質量によるわけですが、だいたい太一生を閉じるわけです（図７）。

陽の10分の１から、太陽の1.4倍近い星まで

その超新星爆発を起こす直前の星の中を見見つかっています。このように地球の半径のてみると、おそらくこうなっているだろうと中に太陽と同じぐらいの質量を詰め込むと、いうのが図７に示してあります。いろいろな

非常に高密度になります。この高密度になっ元素の層が玉ねぎ構造になっていて、一番内た物質は、ある程度質量が大きくなるとその側では鉄の中心核ができている。その外にケ

自己重力を支えきれなくなります。つまり、

イ素や硫黄の層ができている。その外に酸素、限界の質量があるのです。このことをチャン

ネオン、マグネシウムなどの層があって、そドラセカールというインドの天文学者が、19の外に炭素、酸素、またその外にヘリウム、歳のときにインドからイギリスのケンブリッ

さらに水素、ここにはヘリウムも含まれていジに留学に向かったときの船の中で考えたとます。それぞれの境目でなお核融合反応が起されています。その限界質量が太陽質量のだ

こっています。この状態で中心にある鉄ででいたい1.4倍ぐらいというのをかれは導き出きた核が増え続け、自身の重さに耐えきれずしました。この限界質量というのは天体現象、に不安定を起こして超新星爆発になります。

特に超新星等の爆発現象を考えるうえで重大

図７の写真は超新星爆発を起こしてから数な意味があるものです。

千年たった残骸を望遠鏡で撮影したものです。
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図７ 大質量星の進化の模式図（写真：NASA）

だいたい秒速数千キロで広がったガスとして主なパターンです。

観測されます。超新星残骸と呼んでいます。

鉄56というのは、原子核の中で一番強く結では内部での核融合反応をもう少し詳しく

びついた原子核なので、その鉄の原子核が壊見てみます。中小質量星は炭素・酸素ができれる反応が起こると恒星にとって致命的なこたところで進化が終わりました。しかし、大とが起こります。図７に示した構造で、鉄の質量星になると炭素と炭素がくっついて、マ中心核の周りでも鉄をつくる反応が起こってグネシウムやネオン、あるいはネオンをつく

いて、鉄の中心核の質量はどんどん増えていったときにおつりとしてヘリウムが出てくるきます。より質量が増えていくと、自分の重反応が起こります。酸素と酸素がくっついて力にだんだん耐え切れなくなって、収縮してケイ素ができるという反応もおきています。

いって高密度になり、同時に高温になる。非ネオンが存在するところでは非常に温度が高

常に温度が高くなると鉄の原子核が壊れる反いのでγ線もたくさん周りにある。それがネ

応が起きます。

オンの原子核を壊してしまい、酸素とヘリウ

ここまでの原子核反応はみんな発熱反応でムができます。このヘリウムが、残ったネオエネルギーを取り出すことができたのですが、ンにくっついてマグネシウムをつくる。また、鉄の原子核が壊れて別の原子核になると、壊ヘリウムがケイ素とくっつくとか、いろいろして他の原子核を作るのにエネルギーが要るな反応が起こるようになります。温度は非常ということで吸熱反応になります。圧力を担に高くなり、最終的には放射性元素ニッケルっているエネルギーを取ってしまうので、圧56を経て、鉄56が合成される。これが反応の力が減少してしまいます。

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星というのは、中の圧力が高くて外に向かって低くなる、その力で万有引力に対抗してりに運動エネルギーを得て、一番低いところ
では非常に速くなる。

いると言いましたが、中心の圧力が低くなる

これと同じようなことが、外にあったガスと、その対抗する圧力の勾配が減ってくるわ

が中心核に落ち込むときに起こって、運動エけです。そうすると万有引力が勝って収縮しネルギーになる。しかし、このエネルギーの続ける。これが重力崩壊と呼ばれるものです。

90％以上はニュートリノが持ち去ってしまい、

図８にあるポンチ絵が示すように、鉄の中残りの10％か数％のエネルギーは中心核にガ

心核が重力崩壊寸前のときは、半径が1,000スが衝突してできた衝撃波が外側に持っていkmぐらいで、その中に太陽の１から数倍のくことができると考えられています。この衝

質量の鉄が入っている。その原子核が壊れる

撃波が恒星の表面に達してどんどん広がって反応が進むと、原子核が隣の原子核とびっし

いくと、爆発して激しく光るので、われわれ

りくっついて、中心核全体が１個の原子核み

は超新星として観測することができます。こたいな星が数秒でできます。それを中性子星

れが大質量、太陽よりも10倍以上重い恒星のと言います。もちろん高温高密度なので熱い最期だと考えられています。

中性子星になっています。半径は数十キロメートルです。

図９は超新星が起こっている銀河の写真です。左側は超新星が爆発する前の銀河で、同この非常に高温の中性子星は、光を出すよじ銀河を超新星が出現したときに撮ったもの

りももっと効率よくニュートリノを放射してが右側の写真です。矢印の先にある白い点が、います。ニュートリノでエネルギーを外に出大質量星が爆発した超新星だと思われていまして冷えていき、その冷える時間は約10秒です。

す。星は寿命が非常に長いわけですが、最後はこんなに速く進んでいって、できた熱い中性子星の質量が軽い時には、冷えても中性子星のまま残り、重い時にはさらに重力に耐え切れなくなってつぶれてブラックホールになる。このような運命をたどります。
中心核は中性子星やブラッ クホールになりま す が、で は外側はどうなる の か。
そこでは重力エネルギーを爆発のエネルギーに変えると考えられています。どういうことかというと、たとえばジェットコースターで高いところにほとんど止まるような速度でゆっくり来て、それから落ちていくと
位置エネルギーを失う代わ

図８ 大質量星中心核の進化の模式図（理科年表：丸善、徹底解説天文部「超新星とは何か」より転載。
URL：http://www.rikanenpyo.jp/kaisetsu/tenmon/tenmon̲016.html）

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く な る 領 域 が あ る の で、そこではやはり核融合反応、あるいは融合だけではなくて破砕反応が起こって新たな元素が合成されています。ニュートリノ放射で中性子星が冷えるのは10秒ぐらいなので、こういう反応が起こる時
間はおそらく10秒ぐらいしかありません。温度がだいたい50億度の領域で
図９は、鉄になる放射線元素、超新星が出現した銀河の画像

ニッケル56が合成されま（NASA）
右の画像に超新星が写っている（矢印参照）

す。もっと温度が高くなってしまうところもあり

このように銀河の中でひときわ明るく光る

ますが、そういうところではニッケル56が壊星が突然出現することが観測されます。1987

れてしまって、ヘリウムになることが知られ年にお隣の大マゼラン雲というところで起きています。

た超新星では、小柴先生が率いたチームによニッケル56は、実は半減期が6日ぐらいでって、可視光で出現が確認された約３時間前

コバルト56に変化して、そのコバルト56は半にニュートリノが11個検出されて、それをき減期が77日ぐらいで鉄56になる。このときにっかけにしてニュートリノ天文学ができ、小γ線が放射されます。そのエネルギーで超新柴先生はノーベル賞を受賞されました。

星は光っていて、明るさが減る時間もだいたではこういう現象を理論的にはどのように理解するか。先ほどシナリオをお話ししましい77日ぐらいになっています。
鉄ができるということを強調しましたが、たが、物理の分野では運動を記述する方程式

実はこういう超新星では鉄より重い（原子番を立てて、それを解くことによって現象を再号が大きい）元素も合成して放出するだろう現します。こういう複雑な系では、紙と鉛筆と考えられています。重い元素とはどういうだけでは方程式を解けませんので、コンピュ

ものかというと、おなじみの元素としては、ーターを使って計算します。しかし、実は計

たとえば銀、金、鉛、ウランなど、このほか

算上は大質量星を爆発させて超新星を再現すにもいろいろな元素がありますが、そういうるということは、まだ成功していないのです。

元素が超新星でだいたい10秒ぐらいという短この数年で数例、計算上でも超新星爆発が成い間につくられます。

功したと言う報告がありますが、未だ検証がではこういう現象は、どれくらい待てば起必要な段階です。どうして外層を吹き飛ばす

こるのかということで、恒星の寿命は何で決ような超新星が起こるのか、まだ本当の意味

まっているかという話をします。恒星が光りではだれも知らないのです。シナリオはできつづけていられるのは核融合反応による発熱ているけれども、計算上はまだ再現できていのおかげなので、核融合反応が起こらなくな

ないという状態にあります。

ると恒星の寿命もそこで尽きる。中心で水素こういう重力崩壊型超新星、非常に重い星

核融合反応が止まると、先ほど言ったようにが最後に爆発したときには、非常に温度が高周りで燃えるようになる。そうすると赤色巨

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星になります。その後の進化は非常に速いこるのが原因です。そうすると恒星の寿命は一とが観測・理論、両面から推測できます。そ定になり、だいたい200万〜300万年ぐらいでうすると恒星の寿命は、中心で水素核融合反す。

応が始まってから中心で止まるまでです。つ

宇宙年齢は、137億年ですから、この図をまり主系列にとどまっている時間がほとんど見てみると、太陽の80％ぐらいの質量の星の恒星の寿命であり、赤色巨星になっている時

寿命が宇宙の年齢ぐらいになります。そこで、間は少ししかないということです。

そういう質量を持った星の中で非常に古い、

では恒星の寿命はどうやって見積もられる

つまり昔に生まれた星を観測することで、でのでしょうか。水素核融合反応で決まるとす

きたての宇宙の情報を引き出すことも行われると、燃料とそれを燃やす効率の割り算で決ています。

まってくる。燃料を燃やす効率は、明るさと恒星の進化といっても、恒星が単独でいる

比例関係にあると考えられるので、質量を明場合、ほかの影響をほとんど受けない状況でるさで割れば恒星の寿命にだいたい比例したはこうなるという話をしましたが、実は恒星ものになります。

の多くは連星系をなしています。半分以上は

明るさは星の構造で決まっています。星の連星系であるとも言われています。

構造を理論的に計算してみると、明るさは恒連星系にいる場合は、星の進化が単独でい星の質量の３〜４乗に比例しています。つまる場合と比べて変わることがあります。特に、り太陽より２倍質量の大きい星では、２の３星がお互いの非常に近くを回っている場合で〜４乗、つまり８倍とか16倍ぐらいの明るさす。これを文字どおり近接連星系と言います。

で光る。これで質量を割ると恒星の寿命は、そうするとガスをお互いにやりとりします。

恒星の質量の２〜３乗に反比例していること

たとえば中小質量星同士の連星系であった場が分かります。つまり質量の大きい星は寿命

合、先ほどの星の寿命のグラフから分かるよがかなり短くなります。太陽の２倍の質量をうに質量が大きい星が先に進化して白色矮星持った星の寿命は、太陽の寿命のだいたい10分の１ぐらいだと考えられています。
いろいろな人が恒星の理論的モデル計算をしていますので、図10に星の寿命と質量の関係をまとめてみます。たとえば太陽の寿命はだいたい100億年とよく言われていますが、それに対して太陽の２倍の質量を持つ星の寿命は、この図によると10億年ぐらい、太陽質量の10倍ぐらいの星は、1,000
万年ぐらいで寿命が尽きて超新星爆発を起こしてしまうことになります。もっと重い、太陽の100倍ぐらいの質量の星になると、実は明るさが恒星の質量に比例するよ
うになってきます。星の構造が軽い星と比べてガラッと変わってく

図10恒星の質量と寿命の関係29白色矮星には限界の質
量 が あ る と 言 い ま し た。
この相手の星からガスをもらうことによって、自分の質量が限界質量に達することがあります。そうすると、白色矮星は自分の重力でつぶれていってますます高温高密度になり、炭素・炭素の核融
図11

新星によって放出された物質が膨張する様子を捉えた画像（NASA）
左は爆発から１年３ヶ月後の画像で、右は爆発から２年後の様子

合反応が白色矮星の中心近くで起こります。普通の星、すなわち大質量の星の場合、炭素・炭素のになってしまいます。

核融合反応が起こっても、これでネオンやマ次に質量の小さい星が、赤色巨星になった

グネシウムをつくって、最後は鉄の核ができときに、ガスが白色矮星のほうに降り積もっます。しかし、白色矮星は、非常に高密度にてくるといろいろな現象が起きます。あるとなっているせいで圧力の担い手が電子の縮退

きには降り積もったガスが白色矮星の表面で圧と言う圧力に変わっていることで、進化が核融合反応を急に起こし新星になったり、こ

大きく異なってきます。電子の縮退圧は温度れからお話しする白色矮星自体が全部吹っ飛が変わってもほとんど影響を受けません。従んで、先ほどの重力崩壊型超新星と別種の超って、核融合反応による発熱で温度が上がっ新星ができると考えられています。

ても圧力が上がらない一方で、核融合反応速大質量星の場合にも、中性子星と恒星とか、度は温度上昇によってまた高くなり、反応がブラックホールと恒星とかいった組合せの天暴走した後に圧力が急上昇します。そしてそ体が知られていて、Ｘ線で主に観測されます。

の暴走が星全体に及んで、いわゆる核爆発が新星は白色矮星の表面での核融合反応によ起こります。これを炭素爆燃型超新星と呼んって起こる爆発現象です。この現象の後に白でいます。この爆発では、限界質量の星の大

色矮星自体は生き残ります。図11は爆発か半がニッケル56になり、太陽の質量の60％か

ら１年３カ月後と２年後に撮った、ある新星ら多くて70％ぐらいのニッケル56、あるいはの写真です。光っているリング状のものがだ

鉄が合成されると思われています。

んだん大きくなっている、つまり飛び散っているのが見えています。

こういう超新星が起きるには、恒星が生まれてからちょっと時間がかかります。それは、連星系で起こるもう一つの超新星について

白色矮星をつくる中小質量星の寿命が長いか

お話しします。これには炭素爆燃型という難らです。超新星になるまでにだいたい10億年

しい呼び名がついています。先ほど、中小質ぐらいはかかるであろうと考えられています。

量星が進化を終えて、炭素と酸素でできた白いまの連星系のイメージを描いてみると図色矮星になり、周りは惑星状星雲になると説12のようになっていて、赤い星が普通の恒明しました。しかし、連星系の場合には相手星で、円盤の中心に白色矮星がいます。ガスの星があります。その相手の星からガスをもが直接落ちるわけではなくて、円盤をつくりらうことによって、白色矮星の質量がまた増ながら落ちていく様子を描いています。一部えることがあります。

分はジェットになって出ていくかもしれませ30

ん。この型の超新星爆発は数値計算でほぼ再や新星でできたものと同じ種類の元素ででき現されていて、こちらのほうは爆発しないとているけれども、そもそもの初めから存在すいうことはありません。ちゃんと飛んでいっ

ればいいじゃないか、関係はないかもしれなて、ある程度観測と矛盾のないような結果がいというふうにも思うかもしれませんが、実でるようになってきています。

はそうではありません。宇宙が膨張している

いままで星の進化と超新星のお話をしてきました。恒星の内部では核融合反応によってということで、その見方がガラッと変わるわけです。

いろいろな元素が合成されるというのを見て宇宙が膨張しているのを発見した方法を簡きました。合成された物質は、超新星や新星

単にご説明します。まず、遠方にある銀河ので放出されます。超新星爆発自体で合成されスペクトルをとります。その銀河のスペクト

る元素もあることを見てきました。ではこう

ルを見ると距離が遠いほど、スペクトルの波いう元素は出てくるとしても、超新星や新星

長が長いほうにずれていることが観測から分は、いま写真で見たように遠くの銀河で起こ

かってきました。星のスペクトルをお見せしり、われわれの銀河系で起こっても太陽系かたときに暗いところがあると言いました。こらは非常に遠い。そこで、われわれやその周の暗いパターン（吸収線と言います）が遠くりにあるものと恒星や超新星はどういう関係の銀河では赤いほうにずれていくのです。こがあるのだろうかということを考えてみます。

のずれはドップラー効果と呼ばれている現象

われわれの身の回りにあるものは、超新星

で、銀河の運動と関係があります。

図12 炭素爆燃型超新星を起こす連星系の模式図（理科年表：丸善、徹底解説天文部「超新星とは何か」より
URL: http://www.rikanenpyo.jp/kaisetsu/tenmon/tenmon̲016.html）

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たとえばある銀河を地球から見たときに、遠ざかるときに低く（波長が長く）なるのはその銀河が遠ざかっていると、銀河が止まっ経験されていると思います。この吸収線の波ているときと比べて、光の波長が伸びて、吸長のずれから銀河の運動がわかるわけです。

収線の位置も赤い方向にずれます。逆に、銀ドップラー効果で測れるのは視線方向の速度

河が近づいていると、波長が縮んで吸収線はだけです。

青いほうにずれます。これを光のドップラー

ここでは方法は述べませんが、銀河の距離効果と言います。音では、救急車のサイレンを計ってやると、銀河の距離と視線方向の速が近づくときに高く（波長が短く）なって、度に図13のような関係を1929年にエドウィ
ン・ハッブルという人が見つけました。点の１つ１つが測定した銀河です。
結構ばらついているのですが、これに大胆に直線を引き距離と後退速度が比例していると彼は結論づけました。これが、宇宙が膨張している証拠であると彼は言ったわけです。現在ではもっと広い範囲で銀河の速度と距離の関係が調べられていて、

図13

Edwin Hubbleによって観測された銀河の距離と後退速度の関係

彼の結果は非常に高い精（Hubble 1929）

度で確認されたことになります。
そうすると宇宙は膨張しているということになって、過去に遡れば宇宙は小さかったことになる。
宇宙をそのまま縮めてい
くと、温度が上がります。
これは熱を逃がさないよ
うに空気ポンプを素早く圧縮していくと中が熱くなるのと同じ原理で、宇宙を収縮させれば、宇宙には熱の逃げ場が外にないので、温度が上がることになります。
昔は熱かった。熱くな
るとどうなるか。温度が

図14

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宇宙背景放射観測衛星COBEによって取られた宇宙背景放射観測のスペクトル

お よ そ3,000K に な る と、（NASA）

水 素 が イ オ ン 化 し ま す。

水素原子では、水素原子核の周りに電子が１

見ると2.725±0.001Ｋという非常に精度のい個回っています。イオン化するとその電子がい観測値が得られています。これはどの方向離れていってしまう。その離れていった電子を見ても、ほぼ同じ値です。宇宙背景放射はは光と非常によく相互作用して、光を散乱し宇宙全体が昔は熱かった証拠なのです。

ます。そうすると光はまっすぐに進めなくな

では高温の宇宙にあったものをもうちょっ

るので不透明になります。光と電子が非常にと考えてみます。もっと時間を遡ると、たと密接に絡み合ってプラズマ状態になったとこ

え ば 温 度 が1,000億 度 ま で 遡 っ て し ま う と、ろでは、黒体放射と呼ばれる放射が宇宙に満そこで存在できる元素は、水素と中性子だけたされることになります。

になってしまいます。元素のほかに素粒子とここから、過去に遡っていた時間を未来にしてはニュートリノ、光、電子、陽電子、こ向けて進めてみます。そうすると、膨張ととのようなものだけで宇宙は構成されていまし

もに温度が下がる。この時代では温度が宇宙た。

の大きさにだいたい反比例することがわかっ

つまり、現在われわれの体をつくっているています。温度が3,000Ｋより小さくなると、ような炭素、酸素、鉄、骨にあるカルシウム

先ほど言ったのと逆のことが起こり、電子はなど、あるいは地殻を形成するケイ素とか、水素の原子核と再結合します。

そういうものも全然ない世界だったのです。

そうすると光にとって邪魔ものの電子が水宇宙背景放射というのは宇宙全体の情報を含

素原子に取り込まれてしまったので、宇宙がんでいるわけですから、われわれ地球があっ

晴れ上がり、光がまっすぐ進める。というこたところも、太陽があったところもこうなっとは、先ほど黒体放射と言った光は、そのまていたわけです。つまりわれわれが存在する

まの情報をまっすぐ進んでだれにも邪魔されためには、恒星の中で水素の核融合反応を起ずに、われわれのところに、今でも届けていこしてもらうことが不可欠であるということます。つまり、そういう光がわれわれの周りが、これでわかります。

には満たされていて、図14のようなスペク

実は高温の宇宙が膨張とともに冷めるときトルとして観測され、宇宙背景放射と呼ばれにも、核融合反応は起こります。しかし、宇ています。

宙は星の中ほど高温の状態が長続きせず、まこの図は、もともとは温度3,000Ｋの黒体

た密度も低いので、原子核が出会って核融合放射の光だったものが宇宙の温度の低下とと反応を起こす頻度が非常に低く、図15にあもにどんどんエネルギーを下げて、あるいはるように、できる元素は主にヘリウムで、あ膨張とともに波長が伸びて、いまでは零点何とは少量のリチウムという軽い元素だけです。

センチメートルという波長に伸びていること

炭素や酸素が全然ない世界が宇宙開闢後1万を示しています。温度3,000Ｋの黒体放射は秒後に宇宙を満たしていたということになる

主に赤い光なので、先ほどの岡田先生の話にわけです。

もあったように何百ナノメートル、600とか先ほど言ったように38万年後には水素と電700nmぐらいの光だったものが、膨張ととも子が結合して宇宙が晴れ上がってきて、しばに波長が伸びて零点何センチメートルになっ

らく何も天体がない状態が続いた後、星や銀ています。温度に換算するとおよそ３Ｋ、こ河が生まれ、現在に至ります。

れは絶対温度で、摂氏に直すと−270度ぐら

でも宇宙背景放射が一様だったならば、わいになります。つまり、宇宙背景放射は温度

れわれはどうやって存在できるのかと考える

３Ｋという非常に冷たい物質から出てくる黒と、たぶん存在できる可能性はないわけです。

体放射と同じスペクトルを持っています。

一様のものが膨張していったら、また一様な

精確には温度は３Ｋではなくて測定結果をままですが、実は完璧に一様ではないという
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図15 ビッグバン元素合成による元素組成の時間変化（Burles, Nollett & Turner 1999）

ことが、アメリカのCOBEやWMAPというありません。次に、われわれの存在には恒星観測衛星でわかりました。

は不可欠だということです。太陽はもちろん

図16がその衛星で観測した結果です。見

不可欠ですが、ほかの星も、もう死んでいっる方向によって宇宙背景放射の強度がどう違た星たちもわれわれにとっては不可欠です。

うのかを天球図で表したものですが、ムラがそれはさまざまな元素がそういう恒星の中であります。高いところ、低いところがあるわ

つくられて、宇宙空間に放出されて、それをけで、この非一様性がその後、宇宙が膨張しもとに地球がつくられて、われわれもいるとていくときに成長して天体の種になる。われいうことなのです。

われもこの中で密度が高いところのどこかととは言っても、天体が変化するのは、日常つながっているはずです。そのムラの違いは、感覚からすると非常にまれなことです。では

こ の 段 階 で は0.001 ％ほどの非常にわずかな違いです。それが百数十億年をかけて今ある
天体をつくったということになります。
ここでまとめに入りたいと思います。皆さんにまずお伝えしたかったのは、天体は変化、進化し続けるということです。恒星という呼び名にだまされないように。恒星は不変では34

図16

宇宙背景放射観測衛星WMAPによって撮られた
宇宙背景放射強度の天球分布（NASA）

天文学はどうやってそういうことを観測で探っているかというと、一つのものを見ているとまれかもしれないけれども、たくさん見ればいい。たとえば100年に１度銀河で起こる現象も、100個の銀河を見れば１年に１回ぐらいになる。そういう論理を使って、たくさんの天体を観察していれば変化が見えるわけです。こうやって天文学者は長い時間をかけてゆっくり変化する現象も理解することができます。
さまざまな元素がつくりだす多様性としては、もちろんわれわれに一番身近で変化に富んでいると思われているのは惑星です。これは固体を含んでいて、固体というのは星の中でつくられた元素が原料になっている。惑星の中には木星型惑星がありますが、木星型惑星よりもたぶん地球型惑星に非常にバラエテ
ィがある。先ほどの岡田先生のお話にもあったように、生命がそこで生まれて進化して、このあと未来はどうなるのかわかりませんが、様々な元素が星でつくられたことによって非常に興味深い現象が続いているということになります。
天体の多様性もあります。万有引力によってその多様性が生まれるわけですけれども、さまざまな質量の星があったり、連星系を成していて、いろいろな現象を起こしたり、あるいは星の集団をつくったり、その集団がもっと大きな集団をつくって銀河になったり、その銀河がまた群れて銀河団になります。
このように宇宙は天体の多様性も生み、いろいろな元素をつくることで、われわれの周りに広がる非常に多様な世界をつくったというお話をさせていただきました。どうもありがとうございました。

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