宇宙の大部分のものと同じように、星は生まれ、一生を送り、そして死んでいきます。星はまた、現在私たちが知っている最も多様なもののひとつでもあります。星を分類する最も一般的な基準は、そのスペクトル【可視光および紫外線・赤外線などを分光器で分解して波長の順に並べたもの】の特性に基づいており、星は基本的に最も高温のO型から最も低温のM型までに分類されます。
いずれにしても、物理的に記述できる星の分類方法は他にほとんどありません。この記事では、星の進化の段階と運動学に基づいた13種類の星を紹介します。
進化の段階に基づいた星の種類
1. 原始星
オリオン座の星形成複合体で起きた原始星の爆発。画像はスピッツァー宇宙望遠鏡で撮影されたもの。NASA
星形成のプロセスは、分子雲の崩壊と断片化から始まります。高密度の核と呼ばれるこれらの断片は、重力による収縮が始まる間に、降着（周囲の雲からガスを蓄積すること）によって質量を増していきます。
高密度の核は、圧力と温度の上昇により、非常に高温のガスが回転する球体に変化します。このようにしてできた星のような天体が原始星と呼ばれます。
原始星は、50万年以上続く原始星期の終わりには、質量のほとんどを獲得していますが、中心での核融合はまだ始まっていません。また、原始星は赤外線やマイクロ波の波長でしか観測できません。
2. おうし座T型星またはハービッグAe/Be型星
進化の過程で、原始星と主系列星の間には、若い星が降着を続けながら一定の温度に達する中間的な段階があります。
この段階の星は、一般的には「前主系列星」と呼ばれており、質量が2太陽質量【天文学で用いられる質量の単位】未満の「おうし座T型星」と、質量が2〜8太陽質量の「ハービッグAe/Be型星」に分類されます。
前主系列星は、水素の核融合を起こすのに十分な温度と圧力がないため、核反応ではなく重力による収縮で動いています。これらの星の多くは、その初期段階で惑星を形成しているか、原始惑星系円盤を持っています。
3. 主系列星
各スペクトル分類の主系列星（モルガン・キーナンのスペクトル分類）
前主系列星は、核の連鎖反応を起こすのに必要な核の温度（約1,000万ケルビン）を最終的に獲得します。核連鎖反応が始まると、星は、核融合によって放出されたエネルギーが重力崩壊を停止させる静力学的平衡に向かいます。この2つの力はお互いにバランスをとっています。
太陽をはじめとする銀河系の星の大半は主系列星です。主系列星の大きさや明るさは様々です。主系列星が核融合を維持できる観測可能な質量の下限は、約0.08太陽質量です。このような低質量の主系列星は「赤色矮星」と呼ばれます。
4. 赤色矮星
スペクトル型：M型、時にK型
赤色矮星は、銀河系で最も多いタイプの星で、宇宙でも最も多いタイプの星です。太陽から4.2光年の距離にあるケンタウルス座プロキシマ星をはじめ、太陽のすぐ近くにあるほとんどの星が赤色矮星です。
赤色矮星は、主系列に属する低質量（0.8太陽質量以下）の星で、核融合率が低く、温度も低いのが特徴です。赤色矮星は、水素の核融合が長く続くため、質量に応じて1兆年から10兆年の寿命があると考えられています。
赤色矮星の寿命が現在の宇宙年齢よりもはるかに長いことから、赤色矮星が主系列の段階から進化するのに十分な時間がなかったことがわかります。
しかしながら、現在の恒星モデルでは、赤色矮星が赤色巨星に進化するためには、最低でも0.25太陽質量を必要とします。それ以下の場合は、白色矮星になる可能性が高くなります。
5. 赤色巨星
赤色巨星としての太陽の概念図（参考として現在の太陽が挿入されている）
画像提供：Wikimedia
スペクトル型：M型、K型、ほとんどの炭素星
主系列星（質量0.3～8太陽質量）は、その一生の終わりに向かって、大きさと明るさが飛躍的に増大する最後の段階を迎えます。このような星は「赤色巨星」と呼ばれます。太陽は赤色巨星になる運命にあります。
何百万年も安定した核融合を続けてきた主系列星は、太陽の場合、50〜60億年で核の水素を使い果たしてしまいます。核融合とそれに対抗する力がなければ、恒星の核は重力の影響を受けて崩壊し始めます。
ところが、それ以上崩壊する前に、その星の核の周りにある、それまで眠っていた水素の殻が動き出し、核融合をサポートするようになります。水素が完全になくなると、ヘリウムの核融合が始まり、星は非常に速いスピードで膨張していきます。
太陽のような恒星の場合、この段階は通常、数億年程度続きます。
6. 白色矮星
シリウス連星系の一部であるシリウスB（左下の小さな星）
画像提供：NASA
白色矮星は、低～中質量（0.5～8太陽質量）の主系列星の進化の最終段階と考えられています（理論的にはそうではないのですが）。典型的な白色矮星の質量は太陽の質量に近く、体積は地球の体積に相当する可能性があります。
ヘリウム融合段階の後、赤色巨星の質量が炭素融合に必要な核の温度を出すのに十分でない場合、炭素と酸素の不活性ガスが核に溜まり、崩壊が始まります。赤色巨星が爆発して惑星状星雲を形成する際には、炭素を多く含む高密度の白色矮星が残ります。
7. 超巨星
惑星と恒星の大きさ比較
画像提供：Dave Jarvis
スペクトル型：A～M型
超巨星はその名の通り、宇宙で最も大きな星です。太陽の10倍以上の質量を持つ巨大な恒星です。たとえば、最も近い超巨星であるベテルギウス（約724光年）の質量は11～12太陽質量です。
初期質量が10太陽質量以上の星は、水素を使い果たした後、赤色巨星よりも早くヘリウムの核融合プロセスを開始します。このプロセスでは、主系列を離れる際に大気が急激に膨張します。
ヘリウムの後は、より重い元素の融合が始まり、核が爆発してII型超新星になります。超巨星は急速に進化した後、より若くして死にます。
8. 中性子星または恒星ブラックホール
超新星や伴星を伴わない孤立した中性子星（イラスト）
画像提供：NASA
中性子星は、大質量星（8太陽質量以上）の進化の最終地点として考えられる2つの星のうちのひとつです。中性子星は、その名が示すように、中性子のみで構成されており、おそらく観測可能な宇宙で最も小さく、最も密度の高い星です。中性子星の半径は12～13.5kmです。
大質量の恒星（超巨星）は、燃料が尽きると、重力によって核が収縮し始めます。この収縮により、陽子と電子が圧迫されて中性子が生成され、非常に狭い空間に蓄積され、その密度は原子核の密度に匹敵するまで続きます。
中性子は非常に狭い空間に蓄積され、その密度は原子核と同じになります。この星は最終的に超新星として爆発し、高密度の中性子星が残ります。白色矮星のチャンドラセカール限界【質量の上限値】と同様に、残骸の星の質量が2.2～3.0太陽質量（トルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界）以上になると、さらに崩壊してブラックホールになります。
9. 変光星
地球から見たときの明るさ（見かけの大きさ）が時間とともに変動する星を「変光星」と呼びます。これらの星は、星自身の変化（急激な膨張や縮小、質量放出など）によって変動する内在性変動星と、外部要因によって見かけ上の変化が起こる外在性変動星に分類されます。
恒星の変動は、明るさの変化とは別に、スペクトルの特定の変化によっても起こります。変光星総合カタログの最新版によると、銀河系には約5万個の変光星が存在し、約7千個が変光星であるか検討されています。
変光星の例としては、たて座R星、はくちょう座P星、そして史上初の変光星として発見された可能性のあるアルゴル（ペルセウス座β星）などが知られています。
運動学に基づいた星の種類
星は、その運動学的性質によっても分類されます。ご存知のように、太陽をはじめとする銀河系に存在するすべての星や宇宙塵は、ある程度均一に銀河の中心を回っています。しかし、局所的な星の流れの中には、何らかの理由で独立した動きをするものや、不規則な動きをするものがあります。
これまでの研究で、異常な速度で恒星の集団から離れていく星がいくつか確認されています。これらの星は、大きく分けて高速星と呼ばれ、さらに逃走星、超高速星、ハロー星に分類されます。
10. 逃走星
ハッブル宇宙望遠鏡が撮影したタランチュラ星雲の画像。挿入拡大図では、はるかに重い星に追いやられて星雲から飛び出した逃走星が見られる。破線の矢印は、その星の推定方向を示している。
画像提供：NASA
太陽は、近隣の星の平均速度と比較して約22km/sの速度で銀河中心の周りを回っています。一方、現在の定義によると、逃走星とは、（太陽の周辺を基準にして）最大で100km/sの速度で動く星のことです。
長年の観測から得られた最新の理論によると、星が逃走星になるまでの速度を得るには2つの方法が考えられます。
1つ目は、2つの星を持つ連星系同士の重力相互作用です。ここでは2つ以上の星が放出される可能性があります。2つ目の逃走星の原因として考えられるのは、複数の星系での超新星爆発です。
逃走星の代表例としては、オリオン大星雲のバーナードループから発生したと思われる「ぎょしゃ座AE星」、「おひつじ座53番星」、「はと座ミュー星」があります。これらの星は、100km/sのスピードでお互いに離れていきます。
11. 超高速星
銀河系で最も速く動く星の1つであるUS 708（左の星）の想像図
画像提供：NASA
超高速星（HVS）とは、逃走星よりもはるかに速い速度で運動する星のことです。銀河系内の星の平均速度は100km/s〜200km/sですが、超高速星は1000km/s以上の速度を持ち、銀河系の脱出速度を超える可能性があります。
これらの星は、銀河の他の部分に比べると、その中心付近において多く見られます。銀河系で最も速いとは言えないまでも、最も速い星のひとつであるUS708は、1200km/sという並外れた速度で動いていますが、銀河系の中心付近から発生したものではないようです。
現在知られているHVSの多くは、太陽と同じ質量を持つ主系列星です。中性子星や矮小星の中にも、超高速で運動していると考えられているものがいくつかあります。
超高速星は、1988年に理論物理学者のジャック・G・ヒルズによって予言され、2005年にアメリカの宇宙物理学者チームによって確認されました。
12. 銀河間星
重力が働かなくなった星HE 0437-5439のメカニズムの可能性
画像提供：NASA/ESA
どの銀河にも所属していない、正確には重力的に束縛されていない星を銀河間星と呼びます。銀河間星も他の星と同様に、銀河の中で生まれた後、何らかの原因で放出されたと考えられています。
銀河間星は、1997年にハッブル宇宙望遠鏡がおとめ座銀河団を観測して初めてその存在が報告されました。その数年後、フォルナックス銀河団でも銀河間の大きな星の集団が発見されています。
2015年には、アメリカのヴァンダービルト大学の天文学者グループが、銀河系のすぐ外側で675個以上の不正な星を検出し、それらは銀河から放出された超高速星であると主張しました。
13. ハロー星
ハロー星は色々な意味で魅力的な星です。超新星爆発で大量の重元素が星間空間に放出される前の宇宙初期に形成された星です。
銀河のハローと呼ばれる球状の部分（渦巻き銀河に多い）にあり、銀河の中心の周りで高度に光学的な軌道を描いています。
そのため、現在観測されているハロー星は、太陽のような比較的若い星に比べて金属の含有量が少なくなっています。ハロー星の正確な年齢を決定することは非常に困難ですが、現在の仮定が正しければ、宇宙の年齢と同じくらい古い星もあるかもしれません。
カプタイン星は、太陽から約12.8光年の距離にあり、太陽に最も近いハロー星です。高速度星でもあり、銀河の中心部を逆行する軌道を持っています。
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