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Credit : HST, NASA

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Credit: D. Hunter (Lowell Obs., STScI) et al., HST, NASA

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Credit : NASA

　球状星団は、かつて天の川を支配しました。

　昔の日々に戻って、私たちの銀河が最初にできたとき、おそらく後方で何千もの球状星団が、私たちの銀河を歩き回りました。

　現在、おそらく200星団あります。

　多くの球状星団は、互いまたは銀河中心との度重なる宿命的な遭遇によって、累代にわたって破壊されました。

　面影を耐えぬくどんな地球の化石より古くて、私たちの銀河の中の他のどの構造よりも古いけれども、未熟な年齢で宇宙の限界になります。

　もし若い球状星団が、多くの機が熟していない状況の私たちの天の川銀河で形成されるとしても少数しかありません。

　しかし、隣の大マゼラン雲では異なります。

　そこで住んでいる「若い」球状星団NGC 1818が、この画像です。

　最近の観察は、およそ4000万年前にだけ誕生したようで私たちの天の川銀河の球状星団の120億年に比較するならば、ちょうど昨日のようになります。

　ハッブル宇宙望遠鏡は、ちょうど大きい星が消え去ろうとしている様子さえ明らかにします。

　最近燃え尽きた星の速く弱まっている残り火を特定して、ＮＡＳＡのハッブル宇宙望遠鏡は、超新星として最終的に爆発する前に、ちょうど星がどれくらい有力であるかについて、天文学者に良い推定を与えています。

　稀有の若い白い矮星のハッブルの探知に基づくと、その先祖は、私たちの太陽の7.6倍もの質量があったと天文学者が結論します。

　以前、天文学者は、太陽の6から10倍の星々が静かに白色矮星として消えて、激しい爆発で急に自爆しないと推定しました。

　この新しい下限は、天文学者が銀河がどのように早い宇宙で発達したかについての理論を磨くことを援助します。

　そして、超新星が星々と惑星の新世代を造るために恒星間の空間を重い成分で豊かにする割合を決定して、宇宙で超新星から起こる圧縮の星の核である中性子星の数を推定します。

　ケンブリッジ大学の共同調査者のレベッカ・エルスンとスティン・シグルッソンは、ハッブルの広角フィールド惑星カメラ２のアーカイブの検索で、164,000光年離れている天の川銀河の衛星銀河である大マゼラン雲の若い星団NGC 1818に超熱い白色矮星があるらしいことを発見しました。

　特徴は、まだ例外的に熱く燃え尽きる直後に明るいその先祖星が、崩れて新しく作る白色矮星を確認することになっていました。

　そのような矮星は、星団の中で年をとったかすかな矮星と比較してとても「若い」星で、星団に現在存在する最も大きい星々について直接的な関連性を可能にします。

　それは、最も大きい星々が短い生涯で、白色矮星として燃え尽きる最初であるからです。

　天の川銀河の中にある星団よりも星団NGC 1818でかすかな矮星の「墓場」へ行く途中にある弱まる前の可能性がある若い矮星を捕えました。

　また、星団はおよそ4000万年を経ているだけで、とてもまだ大きい星々を含みます。

　その見事な解像度が星団の混雑した星の中から特定することができ、若い矮星の焼けるような華氏50,000度の表面温度を簡単に青い光として見つけることができるハッブルは、遠くの白色矮星を捜すには理想的な望遠鏡です。

　一旦、候補星が確認されると星のスペクトルをアングロ・オーストラリア天文台で得ました。

　スペクトルは、それが前景も背景物でもない、そして、詳細な肉づけで正確な進化の段階を理解するために進行中であることを示しています。

　星の生涯について考えて見ましょう。

　星のライフサイクルは、その質量で測定されます。

　大きい質量では、より短いライフサイクルになります。

　星の質量は、その星雲で有効である物質、気体の巨大な雲と星が生まれた塵の量によって測定されます。

　時間とともに、星雲の中の水素気体は重力によって引き合わされて、回り始めます。

　気体がより速く回って加熱して、原始星が誕生します。

　最終的には、温度が1500万度に達して、核融合を雲の中心で起こします。

　雲は、明るく白熱し始めて、少し縮んで、安定しているようになります。

　そして直ちに主系列星として、この段階から数百万から何億年もの間、輝きます。

　これは、私たちの太陽がたった今ある段階です。

　主系列星が輝いて、その核の中の水素は核融合によってヘリウムに変化します。

　核で水素供給が尽きる始まりである星が核融合によって熱をもはや生じなくなった時、核が不安定になって縮みます。

　星はまだ大部分が水素ですが、外の殻は広がり始めます。

　それが広がって、赤く冷たくなって白熱します。

　星は、たった今、赤色巨星段階に達しました。

　星が主系列星の段階にあった頃より、冷たくて赤くそして、外の殻が外へ広がったので巨人になりました。

　全ての星は、赤色巨星段階まで同じように発展します。

　星にある質量の量は、それが次のライフサイクル経路のどれを取り出すかについて測定します。

　３枚目の関連画像は、左側で中央の星雲から開始する私たちの太陽のような低い質量の星々のライフサイクルを描いて示しています。

　星の核の中で、核燃料が燃え尽きて白色矮星や黒い矮星になって赤色巨星として星の燃え残りの殻を広げて、最終的には消えていきます。

　私たちの太陽のような星には、超新星で決して爆発するのに十分な質量がありません。

　私たちの太陽よりも大きいまたは10倍以上もある星のライフサイクルは、右側になります。

　それでも高い質量の星々は、低い質量の星と同じ段階で多くを通り抜けます。それは、赤色巨星段階の後に異なるライフサイクルの出発点です。

　大きい星は、超新星爆発を経ます。

　爆発の残りが、私たちの太陽と1.4から ~3と同じくらい大きいならば、中性子星になります。

　中性子星は回転して電波を速く放って波打ちます。

　電波が星の回転によるパルスで発しているならば、これらの中性子星はパルサーと呼ばれています。

　爆発の後、私たちの太陽の質量よりも1.4から ~3より多い大きい星の中心核は、全く異なる何かをします。

　核融合が核を維持するために起こっていませんので、それ自身の重力によって吸い込まれます。

　そして、すぐにどんな物質でも引きつけるブラックホールとしてそれに近づくエネルギーになりました。

　赤色巨星段階と超新星爆発の間で起こることについては、別の機会に解説したいと思います。