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恒星

登録日：2026/05/01 Fri 23:20:39
更新日：2026/08/17 Mon 14:03:28
所要時間：約 11 分で読めます



\ﾋﾟｶｰﾝ/



恒星(こうせい)とは、星の一種である。
自ら光を発し、その質量がもたらす重力による収縮に反する圧力を内部に持ち支えるガス体の天体である。

【目次】


概要

夜に明かりが少ない海や山に行ってみると、夜空にひしめく星が美しく輝いている。この内ほとんどを恒星が占めており、惑星も一部で見られるものの、それらは近く恒星の光を反射しているだけに過ぎない。

我らが太陽系唯一の恒星は、ご存知太陽である。

恒星の語源は、英語「fixed star」の漢訳であり、地球から肉眼で見た際に太陽や月または太陽系の惑星に見られるような動きを見せず、天球に恒常的に固定された星々という意味で名づけられた。

これに対して、天球上を移動していく星のことを「さまよう星」という意味で「惑星」と名づけられたといわれる。

ご存知の通り宇宙ヤバイのコピペという項目が作成されるくらい宇宙は広く、現在の望遠鏡で見えている分だけでもざっと700垓個(70000000000000000000000)あると言われている。
銀河系内だけでも約2000億個もあるとされている。


単位

恒星の大きさ・質量を測る際には太陽を基準とした数値が用いられる。

  • 太陽質量　数値:1.9891×10²⁷t　記号:M☉
  • 太陽半径　数値:696000km 記号:R☉ （言うまでもなく、これに2をかけた数値が直径になる）

恒星の星生

人間と同じように星にも誕生から死を迎えるまでの一生がある。星が生まれることを「星の誕生」、活動しなくなることを「星の死」と呼ぶ。星の質量によって特に最期は大きく異なる。



原始星

宇宙を漂う星間物質のガスやちりが冷えて集まると、恒星を生み出す、言うなればお母さんに当たる「星間分子雲」ができる。

その中でもガスの濃い部分が重力によって収縮し、言わば恒星の赤ちゃんとなる原始星となる。
この時点では水素を燃料としておらず、代わりに星間ガスが重力で落ち込む際に発生する重力収縮をエネルギー源としている。



原始星円盤

原始星が出来上がると、その周りに回転するガスの円盤「原始星円盤」ができる。この円盤は中心に向かってガスが集まっていき、原始星の質量が徐々に大きくなり成長、その一部が円盤の上下方向にふき出して光の筋のように見える「ジェット」になる。これの正体は天体が噴き出すガスだが、なぜできるのかはよくわかっていない。



Tタウリ型星

原始星は成長を終えると、重力によってゆっくりと縮んでいく。この段階にある星を「Tタウリ型星」と呼ぶ。主系列に達する前の前主系列星という呼び方もある。周囲には「原始惑星系円盤」があり、そこからガスを星に降着させながら激しい活動（強いフレアや質量放出など）を行っている。ここから約1000万〜数千万年かけて主系列星になっていく。



このタイプの星は1945年に初めて観測され、このタイプの星の原型が「おうし座T星」であることから命名された。



そして主系列星へ

Tタウリ型星形態での成長が進むに連れて周りを漂うガスがなくなっていき、ジェットが収まり、円盤も無くなり、中心の星と惑星だけが残る。この間に星は自身の重力で縮んでいき、星中心部のガスの濃度が上がり、密度と温度が上がっていく。そしてガスが一定の温度を超えると言わば点火とでも言うべき水素ガスの核融合(水素燃焼)が起こり、明るく輝き始める。こうして主系列星(しゅけいれつせい)の段階になり、我々がよく知る今日の太陽のような姿になる。

恒星の一生はこの段階が約90%を占めており、言わずもがな現在の太陽もこの段階にあり、あと50億年は続くとされている。

だが主系列星になるには太陽の8%(木星の約80倍)以上の質量が必要で、それ以下だと「褐色矮星」になって明るく輝くことができず非常に暗い星となり、表面温度も1000〜2000℃にしかならない。



最期の時

核融合の燃料である水素を使い果たすと、水素の核反応で変換され蓄積されたヘリウム同士での核融合が始まる。
それすらも使い果たすと、いよいよ星としての寿命を迎える。
太陽の64%以上の星は赤色巨星となり、約何百倍もの大きさになる。例えば太陽系の場合上述した通り50億年後にこうなることはあまりにも有名で、そうなった場合は内惑星はほぼ確実に飲み込まれる。
重力の束縛が弱い外層部から徐々にガスが流出していき、やがては惑星状星雲となり、こちらは内惑星どころか冥王星軌道よりも確実に大きくなるとされている。
そして残った中心核は密度の高い芯である白色矮星となり、弱々しい光を放ちながら数百億年かけて最終的には黒色矮星へ冷却される。64%を下回る場合は赤色巨星にはならず直接白色矮星になる。


質量が太陽の8倍以上ある場合は「超新星爆発(ちょうしんせいばくはつ)」が起こり、まるで新しい星が誕生したかのように明るく輝くことがある。そして中心に超高密度の中性子星、または光さえ脱出できないブラックホールが形成される。

ベテルギウス(質量は太陽の約15〜20倍なので条件は満たせる)は2026年現在の観測の結果、最早いつ爆発を起こしてもおかしくない状態だとされており、もし爆発した場合はー12等相当の明るさになり、昼でもガッツリ見えるようになるという。
爆発した後はブラックホールにはならず、中性子星になると予測されている。

すでに起きた例としては、平安時代の1054年に見られたかに星雲（SN 1054）の爆発が有名で、1054年7月から1056年4月までの約2年間にわたり見られ、明るさはー6等ほどと金星と同等か凌駕するほど明るく輝き、内約23日間は昼間でも見えたと言われている。当然世界中で話題を呼び、中国の『宋史』、日本の藤原定家『明月記』、アラビアの文献などに「客星」として記録された。アメリカ合衆国中西部のカホキアにあるピラミッドは、空に現れた超新星に対応して建てられた可能性があるという。

1987年に大マゼラン雲で発生したSN 1987Aの超新星爆発は、過去350年間で唯一肉眼で見えた超新星とされている。ちなみに前年にはハレー彗星の地球接近もあった。

2025年には観測史上初となる2回爆発を起こしたと見られる超新星が発見された。



性質

恒星が明るく輝くには自動車で言う所の燃料に当たるエネルギー源が必要となる。

誕生直後では重力収縮をエネルギー源とするが、主系列星にまで進化すると水素の原子核融合をエネルギー源とするようになり、一生のほとんどをその状態で過ごす。

中心部では原子核融合によりエネルギーが生み出されており、外側に行くほど密度や温度が徐々に減少していく構造で、これによって恒星の内部には圧力差が発生し、多くの場合は自己の重力による圧縮との釣り合いが保たれている。また、熱エネルギーは高温部から低温部へ移動するため、中心部で発生した熱は放射・対流によって表層へ向けて運ばれ、最終的には光エネルギーとして宇宙空間に放出され、地球など他の星からも見えるようになる。

終末期になると特に重い星では燃料を水素からヘリウムに変え、順次原子番号の大きな元素を使うようになり、その過程で収縮と膨張を繰り返す。最も安定した元素である鉄まで進むとそれ以上は核融合が起こらなくなり、一気に収縮して超新星爆発に至る*1。



表面温度は概ね主系列星では質量が大きいほど高温になると言う法則性がある。そして星の色が青っぽい方が温度が高く、赤いほど温度が低いという、一般的な暖色・寒色のイメージとは正反対の様相を示す。ただし恒星が主系列星から脱して巨星化すると温度の低下と半径の膨張が起き、上記の法則から逸脱する。

色で分けると概ね以下の通りになる。
色 温度(°C) 備考
赤 約3000〜4000
黄〜橙 約5000〜6000 太陽はこれに当たる
白 約7500〜1万
青白 1万〜3万
濃い水色〜青 3万強



質量が太陽の約8%より小さい天体は、中心部が核融合反応が起きるほど高温になれないため、先述通り恒星ではなく褐色矮星に分類される。この値が恒星質量の下限値と言えよう。一方で太陽の100倍に達する恒星も強烈な恒星風によって自らを吹き飛ばしてしまうため、形成されうる恒星の質量にはある程度の天井があるとされている。



星間分子雲からは基本的に軽い星ほど生まれやすく、重い星ほど生まれにくい。例えば1000個の星が生まれた場合、太陽の1〜10倍の星は40個程度、10倍〜100倍の重い星はわずか2個程度しか生まれない。残りは0.1〜1倍の軽い星が占めている。よって銀河系内も軽い星が大部分を占めている。



恒星の寿命

恒星にも当然寿命があり、それは主に重さ(質量)によって決定される。

大まかな目安は以下の通り



※人間の寿命を80年とする
質量(太陽=1) 寿命 太陽=人間の寿命※
100 約270万年 約1週間
20 約1000万年 約1ヶ月
10 約2600万年 約2ヶ月半
2 約13億年 約10年半
1.5 約30億年 約24年
1 約100億年 80年
0.67 約500億年 約400年
0.5 約1700億年 約1360年
0.1 約1兆年 約8000年



重い星は明るく輝けるが、その代償として核融合の燃料である水素の消耗が激しいため、非常に短命となる。例えるなら車体はデカいが排気量も大きく燃費の悪い自動車のような存在なのだ。
明るく輝くため1等星にもなりやすく注目を集めやすい一方で短命という、「太く短い星生」とも言えようか。

地球のような生命を育むには少なくとも数十億年の寿命は無いと厳しいとされている。

1等星の代表例である全天21の1等星の質量は以下の通り

名称 質量=1
シリウス 約2
カノープス 約8
ケンタウルス座α星 約1.1
アルクトゥルス 約1.08
ベガ 2.6
カペラ 約2.57
リゲル 23
プロキオン 約1.47
ベテルギウス 約15〜20
アケルナル 6.7
ケンタウルス座β星 約4.6〜12
アルタイル 約1.8
アルデバラン 約1.5
アクルックス 17.8
アンタレス 約11〜14.3
スピカ 約7.2〜11.4
ポルックス 約1.7〜2
フォマルハウト 約1.9
デネブ 約15〜16
みなみじゅうじ座β星(ミモザ) 14
レグルス 3.8
いずれも太陽よりも質量が大きいことがわかる。




星団

恒星の中には、まるで群れを作るかのように銀河を漂う集団が存在する。これを星団と呼ぶ。

お互いの恒星同士の重力の相互作用によって結びつくことで作られる。

恒星数は数十程度から数百万と星団によってバラバラである。

その性質から大きく分けて「散開星団」と「球状星団」に大別される。



散開星団

約数十から数百個程度の、0〜50億歳の若年の恒星で構成された星団。散開の名の通りさまざまな形があり規則性はない。主に銀河円盤の中に位置し、大きさは5〜50光年。

天の川銀河で特に有名なのはプレアデス星団。地球から約430光年先にあり、恒星の数は50。星座としてはおうし座にあり、日本では「すばる」とも呼ばれ親しまれている。

星同士のまとまりが弱いため、近くを星や星雲が通るとその重力でバラバラになってしまう。



球状星団

数万から数百万個の恒星が100〜300光年の範囲内で球状に密集している星団。銀河形成の初期段階、あるいは銀河同士の衝突合体に伴って生成されたと考えられており、散開星団とは対照的に100億歳を超える古い星が非常に多く、大部分は中心部に密集しており、1光年あたり250個(単純計算で約380億キロに1個あることになる)もの星がひしめき合い、星同士が強い重力によって結ばれている。

その古さから「宇宙の化石」とも呼べる存在で、銀河誕生の秘密を握る天体ではないかと考えられている。

天の川銀河においては古い星が多いが、他の銀河では若い星でできた球状星団も見つかっており、例を挙げると地球から約16万光年先にある大マゼラン銀河においてわずか4000万歳程度の星からできている「NGC1818」がある。この手の若い球状星団は合体したばかりの銀河にたくさん見られる。



連星

2つ以上の恒星が重力で引きつけ合い、お互いの周りを周り合うものを「連星」と呼ぶ。

実は恒星の半数以上は連星であり、太陽のような単独の星の方が珍しい。

もっとも仮に太陽が連星だった場合

  • 地上からは太陽が2つあるように見える

  • 連星に当たると仮説される褐色矮星「ネメシス」が約2700万年周期でオールトの雲に接近し、彗星を太陽系内部へ送り込んで地球に衝突させ、定期的に大量絶滅を引き起こす恐れがある

  • また2つの恒星の影響で気候が不安定化し、灼熱と極寒を繰り返す星になる可能性もある。

  • そもそも2つの恒星の重力が複雑に作用するせいで地球のような岩石惑星が安定した軌道に留まりにくく、形成されにくい説もある。

などで現在の太陽系とは全く違った姿になる可能性が非常に高い。



太陽は当初は連星だったが、その後、重力的な相互作用によって連星関係が解消された(ペアとなる星が離れていった)可能性も指摘されている。



変光星

時間ごとに明るさが変わる星のこと。16世紀末にドイツの天文学者ファブリチウスによって発見された。

当時の8月にくじら座で見つけた2等星がだんだん暗くなっていき、10月には完全に見えなくなってしまったことに気づき、ラテン語のおどろきという意味で「ミラ」と名付けた。

現在では名前ありだけでも3万個以上が発見されている。

明るさが変わる理由としては

  • 星が一生の終わりの段階などに差しかかり、自らの内部の物理状態が変化することで、膨張と収縮を繰り返すため

  • 2つの星がペア（連星）になってお互いの周りを回っているとき、地球から見て手前側の星が奥の星を隠し、その結果見かけ上の明るさが周期的に暗くなるため

などがある。



巨大恒星

宇宙には太陽よりはるかに大きい恒星も数多存在している。主な星をいかに列挙する。

基本的に終末期を迎え赤色巨星になったものが多い。


※地球を直径21cmのドッジボールとした場合の大きさ
名前 直径 換算※
Stephenson 2-18 約29億9280万km 約49.5km
はくちょう座V1489星 約22億9680万km 約37.9km
いっかくじゅう座V838星 推定約21億8544万km 約36.1km
WOH G64 約21億4368万km 約35.4km
ケフェウス座RW星 約21億3672万km 約35.3km
いて座VX星 約21億1584万km 約34.9km
ケフェウス座V354星 約21億1584万km 約34.9km
いて座KW星 約20億3232万km 約33.6km
おおいぬ座VY星 約19億7664万km 約32.6km
ガーネット・スター 約19億7664万km 約32.6km
HR 5171 約18億3048万km 約30.2km
HV 2112 約16億7040万km 約27.6km
カシオペヤ座PZ星 約16億5648万km 約27.4km
りゅうこつ座EV星 約16億2686万km 約26.9km
ペルセウス座SU星 約15億3120万km 約25.3km
りゅうこつ座RT星 約15億1728万km 約25.1km
りゅうこつ座V602星 約14億6160万km 約24.2km
ペルセウス座AD星 約14億3376万km 約23.7km
べテルギウス 約13億2240万km 約21.9km
(参考)太陽 139万2000km 約23m
(参考)地球 12756km 21cm


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最終更新：2026年08月17日 14:03

*1 鉄より重い元素は超新星爆発や中性子星同士の衝突といったイベントの時にできる