質量と恒星の一生タイムラプスStar Mass and Life Cycle Time-Lapse

1予想しよう（触る前に）Predict (before you touch anything)

1. 主系列星のとき、質量の大きい星と小さい星では、どちらが青白く見えると思いますか。On the main sequence, which do you think looks bluish-white: a massive star or a low-mass star?💡 表面の色は表面温度で決まります。たき火や電熱線の色が温度でどう変わるかを思い出しましょう。The surface color is decided by the surface temperature. Recall how the color of a fire or a heating wire changes with temperature.
2. 太陽(1 M☉)と 25 M☉ の星は、一生の最後にそれぞれ何になると思いますか。What do you think the Sun (1 M☉) and a 25 M☉ star will each become at the end of their lives?💡 最後に残る天体の種類は、星の質量によって分かれます。The kind of object left at the end depends on the star's mass.

2動かしてみようTry it

1. 「一時停止」で止め、「1M☉」ボタンを押す。「寿命進行率」スライダーを 50% にして、表面温度(約 5,650 K)・半径・全寿命 T(100億年)と、右下の「内部構造(外側→中心)」の層を記録する。Press "Pause" and then the "1M☉" button. Set the "Life progress" slider to 50% and record the surface temperature (about 5,650 K), radius, Total lifetime T (10 billion yr) and the layers listed under "Inside the star (outside → center)".
2. 寿命進行率 50% のまま「0.5M☉」「3M☉」「8M☉」「20M☉」「30M☉」のボタンを順に押し、星の色、表面温度、全寿命 T、「寿命は太陽の約○分の1」の表示を比べる。Keeping Life progress at 50%, press "0.5M☉", "3M☉", "8M☉", "20M☉" and "30M☉" in turn, and compare the star's color, surface temperature, Total lifetime T and the "Its lifetime is about 1/… of the Sun's" readout.
3. 「1M☉」に戻し、寿命進行率を 90% → 93% → 97.5% → 100% と動かして、段階名が「赤色巨星(He核燃焼+H殻燃焼)」→「外層放出 → 惑星状星雲」→「白色矮星(惑星状星雲の中心)」と変わる様子と、半径・内部構造の変化を観察する。Go back to "1M☉" and move Life progress through 90% → 93% → 97.5% → 100%. Watch the stage change from "Red giant (He core burning + H shell burning)" to "Outer layers blown off → planetary nebula" to "White dwarf (center of the planetary nebula)", and how the radius and inner structure change.
4. 「20M☉」と「25M☉」でも同じように寿命進行率を動かし、「赤色超巨星(たまねぎ構造)」の内部の層、「II型超新星爆発(重力崩壊)」、最後に残る天体を確認する。Do the same with "20M☉" and "25M☉". Check the layers inside the "Red supergiant (onion-like layers)", the "Type II supernova (core collapse)", and the object left at the end.
5. 「再生」を押し、「再生速度」を ×1 から変えながら、質量の違う星の一生を通して見る。Press "Play" and change "Speed" from ×1 while watching whole life cycles of stars with different masses.

3確かめようCheck

1. 主系列星の表面温度・色・寿命は、質量によってどう違いましたか。How did the main-sequence surface temperature, color and lifetime differ with mass?→ 質量が大きいほど高温で青白く、寿命が短かった。0.5 M☉ は約 4,070 K で橙色、全寿命 566億年(太陽の約5.7倍)。1 M☉ は約 5,650 K、100億年。8 M☉ は約 15,200 K、5524万年(約1/181)。30 M☉ は約 28,400 K で青白く、203万年(約1/4930)。The more massive the star, the hotter and more bluish-white it was, and the shorter its life. 0.5 M☉: about 4,070 K, orange, total lifetime 56.6 billion yr (about 5.7 times the Sun's). 1 M☉: about 5,650 K, 10 billion yr. 8 M☉: about 15,200 K, 55.2 million yr (about 1/181). 30 M☉: about 28,400 K, bluish-white, 2.03 million yr (about 1/4930).
2. 巨星の段階(寿命進行率 93%)では、半径と表面温度はどうなりましたか。In the giant stage (Life progress 93%), what happened to the radius and surface temperature?→ どの質量でも表面温度は約 3,500 K に下がって赤くなり、半径は大きく膨らんだ。1 M☉ は約 80 R☉、3 M☉ は約 155 R☉、20 M☉ は約 483 R☉、30 M☉ は約 616 R☉ で、重い星ほど大きくなった。For every mass, the surface temperature dropped to about 3,500 K and the star turned red, while the radius swelled greatly: about 80 R☉ for 1 M☉, 155 R☉ for 3 M☉, 483 R☉ for 20 M☉ and 616 R☉ for 30 M☉. Heavier stars became larger.
3. 内部構造は段階と質量によってどう変わりましたか。How did the inner structure change with stage and mass?→ 主系列では「中心核:水素燃焼 (H→He)」だけ。1 M☉ の赤色巨星では「外殻:水素燃焼」と「中心核:ヘリウム燃焼 (He→C,O)」の二層燃焼になった。20 M☉ 以上の赤色超巨星では外側から水素・ヘリウム・炭素・酸素・ネオン・ケイ素の層が重なり、中心が「鉄の中心核」のたまねぎ構造になった。On the main sequence there was only "Core: hydrogen burning (H→He)". In the 1 M☉ red giant there were two burning zones: "Shell: hydrogen burning" and "Core: helium burning (He→C,O)". In red supergiants of 20 M☉ and more, layers of hydrogen, helium, carbon, oxygen-neon and silicon were stacked around an "Iron core", like an onion.
4. 1 M☉、20 M☉、25 M☉ の星は最後に何になりましたか。What did the 1 M☉, 20 M☉ and 25 M☉ stars become at the end?→ 1 M☉ は惑星状星雲を放出して白色矮星(半径約 0.0092 R☉、地球サイズ)になった。20 M☉ はII型超新星の後に中性子星(半径約10km)、25 M☉ はII型超新星の後にブラックホールになった。8M☉未満は白色矮星、8〜25M☉ は中性子星、25M☉以上はブラックホールと表示されている。The 1 M☉ star threw off a planetary nebula and became a white dwarf (radius about 0.0092 R☉, about the size of Earth). The 20 M☉ star became a neutron star (radius about 10 km) after a Type II supernova, and the 25 M☉ star became a black hole after a Type II supernova. The display gives: below 8 M☉ → white dwarf, 8–25 M☉ → neutron star, 25 M☉ or more → black hole.

4考えようThink further

1. 質量が10倍になると寿命が約1/316になるのはなぜでしょうか。Why does 10 times the mass mean about 1/316 of the lifetime?→ 燃料(水素)の量は質量 M に比例するが、明るさ(燃料を使う速さ)は L ∝ M^3.5 なので、寿命は M ÷ M^3.5 = M^(−2.5) に比例する。10^(−2.5) ≈ 1/316 なので、10 M☉ の寿命は 100億年 × 1/316 ≈ 0.32億年になる。The amount of fuel (hydrogen) is proportional to the mass M, but the brightness (how fast fuel is used) goes as L ∝ M^3.5, so the lifetime is proportional to M ÷ M^3.5 = M^(−2.5). Since 10^(−2.5) ≈ 1/316, a 10 M☉ star lives 10 billion yr × 1/316 ≈ 0.32 billion yr.
2. 巨星になると表面温度が下がるのに、星がとても明るくなるのはなぜでしょうか。Why does a giant star become very bright even though its surface temperature goes down?→ 光度は L = 4πR²σT⁴ で、半径の2乗に比例する。1 M☉ の星では温度が約 5,650 K から 3,500 K に下がっても、半径が約 80 倍になるので表面積が数千倍に増え、全体としては明るくなる。Luminosity is L = 4πR²σT⁴, so it is proportional to the square of the radius. For the 1 M☉ star the temperature falls from about 5,650 K to 3,500 K, but the radius grows about 80 times, so the surface area grows thousands of times and the star becomes brighter overall.

よくある誤解Common misconceptions

• 「重い星は燃料が多いので長生きする」という誤解。重い星ははるかに速く燃料を使うので、30 M☉ の星の寿命は太陽の約1/4930(約203万年)しかない。"Heavy stars have more fuel, so they live longer." Heavy stars use fuel far faster, so a 30 M☉ star lives only about 1/4930 as long as the Sun (about 2.03 million years).
• 「すべての星は最後に超新星爆発する」という誤解。太陽程度の星(8M☉未満)は爆発せず、外層を静かに放出して惑星状星雲となり、中心が白色矮星として残る。"Every star ends in a supernova." Stars like the Sun (below 8 M☉) do not explode; they gently blow off their outer layers as a planetary nebula, and the core remains as a white dwarf.

用語（日本語 / English）Key terms (Japanese / English)