金属の色が温度によってどう変わるか考えてみましょう。 電気ストーブのコイルは、最初は黒色ですが、熱を加えると鈍い赤色に光り始めます。 さらに熱を加えると、コイルはより明るい赤になり、次にオレンジ色になります。 ストーブのコイルがそこまで熱くなるとは考えにくいですが）また、高温になると、コイルは黄白色に、あるいは青白く光ります。 また、星の色は、星の表面の温度によっても決まります。 比較的温度の低い星は赤、温度の高い星はオレンジや黄色、非常に温度の高い星は青や青白くなります。 下の表は、その分類法です。 星のクラスは文字で示される。 それぞれの文字が色と、温度の範囲に対応している。 ただし、これらの文字は色の名前と一致していません。これは、現在では使われていない古い分類法から残ったものです。 ほとんどの星で、表面温度は大きさと関係がある。 大きな星は、より多くのエネルギーを生み出すので、表面温度も高くなります。 このような星は、青白い色になる傾向があります。 一方、小さい星はエネルギー生産量が少ない。

NASAが指摘するように、星には生物のライフサイクルに似た表現があり、生まれ、成長し、時とともに変化し、やがて死んでいきます。 ほとんどの星は、一生のうちに少なくとも一度は大きさや色、階級を変えます。 星の一生について天文学者が知っていることは、可視光、電波、X線望遠鏡から集められたデータによるものです。 9830>

主けい列

星の一生の大半は、核融合によって水素からヘリウムが作られます。 この段階にある星が主系列星です。 主系列星とは、ここに示すヘルツシュプルング・ラッセル図に由来する言葉である。 主系列星は、温度が明るさに直結している。 重力による内向きの力と、核融合による外向きの力のバランスがとれているうちは、主系列星である。 質量が大きい星ほど、重力崩壊を防ぐために水素燃料をたくさん燃やさなければならない。 燃料をたくさん燃やすので、大質量の星ほど温度が高くなる。 太陽は約50億年前から主系列星で、あと約50億年は主系列星であり続けると考えられている。 太陽は約50億年前から主系列星で、今後約50億年主系列星であり続ける。

赤色巨星と白色矮星

星は水素を使い切ると、ヘリウム原子を融合させて炭素などの重い原子を作ります。 青色巨星は、水素の燃料を使い果たし、過渡期にある。 軽元素をほとんど使い切ると、星は重力に逆らえなくなり、内側に倒れ始める。 星の外側の層は外側に向かって成長し、冷えていく。 やがて赤色巨星は、コアにあるヘリウムをすべて燃やしてしまいます。 その後どうなるかは、その星の質量によって異なります。 太陽のような典型的な星は、核融合が完全に停止します。 重力崩壊によって星のコアは小さくなり、白色矮星と呼ばれる地球くらいの大きさの白く輝く天体になります。

超巨星と超新星

ヘリウムを使い果たした星は、もっと劇的にその一生を終えることになるのです。 赤色巨星と違って、ヘリウムがなくなっても、核融合は続きます。 赤色超巨星のヘリウムがすべてなくなると、赤色超巨星と違って核融合が進み、軽い原子と重い原子が融合して、鉄原子にまでなります。 鉄より重い元素を核融合で作るには、生産する以上のエネルギーを使うので、通常、星はそれ以上重い元素を作らない。 核融合する元素がなくなると、核は重力に負けて崩壊し、超新星爆発と呼ばれる激しい爆発を起こします。 超新星爆発は非常に大きなエネルギーを含んでおり、原子が融合して金、銀、ウランなどの重い元素を生成することができる。 超新星は、短時間で銀河系全体の明るさに匹敵するほどの輝きを放つこともある。 9830>

中性子星とブラックホール

超新星の爆発後、コアに残った物質は非常に高密度になっています。 核の質量が太陽の約4倍以下であれば、その星は中性子星になります。 中性子星は電荷を持たない比較的大きな粒子である中性子だけでできている。超新星爆発後に残ったコアが太陽の約5倍以上になると、コアは崩壊してブラックホールとなる。 超新星爆発後に残ったコアが太陽の約5倍以上の質量になると、コアが崩壊してブラックホールになる。ブラックホールは非常に高密度で、光さえもその重力から逃れることはできない。 光がないため、ブラックホールを直接観測することはできません。 しかし、ブラックホールは、周囲の物体に与える影響や、ブラックホールの縁から漏れ出す放射によって識別することができます。 下の左のビデオは、超新星を観測する様子を示しており、もう一つのTED Talkは、ブラックホール狩りに関するものです

。