私たちが夜空を見上げると、そこには星のカーペットのような輝きが広がっています。 この星の正体は、ヘリウムと水素のガスが超高温になったプラズマの塊です。
星は核融合によって生まれ、さまざまな形があり、魅力的な進化の軌跡をたどっています。
A Star Is Born
星雲というガスやダストの非晶質の雲で形成されています。 このような星の苗床の中にあるガス（主にヘリウムと水素）の塊は、自らの重力で崩壊して熱を持ち始め、原始星が形成されます。 原始星の中心部では、近傍のガスやダストが集まってきて温度が上昇します。
原始星は、約1億年をT型星期で過ごします。 揮発性の大きな星で、まだ核融合は起こりませんが、恒星風を吹き出してパンチを効かせます。 やがて星の中心部が華氏約2700万度の高温に達すると、核融合が起こる。 水素とヘリウムの原子が結合し、星が誕生するのです。
このエネルギーの爆発が、重力崩壊を遅らせる。 生まれたばかりの星に飲み込まれなかった物質は、惑星や小惑星などの天体を形成することができます。 ユニバース・トゥデイによると、このプロセスは約10万年かかるそうです。
核融合が始まると、星は次の段階である主系列星期に移行します。 ナショナルジオグラフィックによると、私たちが夜（と昼）空に見ている星のほとんどは、主系列星だそうです。 星は一生の大半を主系列星期で過ごす。
分類されています
主行星にはいろいろな種類があります。 天文学者は星のスペクトルから、その星の組成、光度、色、温度などを読み解きます。 その結果、星の年齢や大きさがわかるのです。
星の温度はケルビンという単位で測られます。 星の表面温度は、最も冷たい星で約2,500K、最も熱い星で約30,000Kと幅があります。 (ハワイのキラウエア火山から噴出する溶岩の温度は約1,444ケルビンである）。 星の色は、その温度と直接結びついている。 最も高温の星は、白や青に見えます。 温度が低い星は暖色系で、黄色、オレンジ色、赤色に見えることが多い。
天文学者は、星の明るさを、その等級と光度、つまり星が1秒間に吐き出すエネルギーの総量、そして星の距離の両方を測定することによって特徴づけています。 星は明るさによって分類される。 明るいものから順に、Ia、Ib、II、III、IV、Vの6種類です。
星の質量は、その星の寿命と死期を決定します。 質量の大きい星ほど水素の燃焼が早く、先に死滅してしまいます。 天文学者は、他の星の質量を太陽との相対的な「太陽質量」で測ります。
これらの変数を使って、天文学者は星の進化段階をヘルツシュプルング・ラッセル図にプロットします。
最も小さい星は、赤色矮星と呼ばれます。 これらの長寿命星は宇宙に多く存在し、非常に暗く、太陽の0.01％のエネルギーを放出しています。 一方、短寿命の超巨星は100太陽質量に達することもあります。 一方、短寿命の超巨星は100太陽質量の大きさに達し、明るく燃え、温度は3万ケルビンに達し、宇宙では極めて稀な存在である。
私たちの太陽はG型黄色矮星（わいせいこうせい）です。 最も近い恒星の隣人、プロキシマ・ケンタウリはM型赤色矮星です。 琴座のベガは、青白いA型矮星です。
死の星
水素は星の主な燃料源です。 やがて星は、そのコアにある水素をすべて使い切り、ヘリウムに変換する。 重力の力でコアは崩壊し、再び加熱される。 温度が上がると、星の外層で核融合反応が起こり、星は膨張して赤色巨星になる。
平均的な質量の赤色巨星は、最期には外層が剥がれ落ち、超高密度の白色矮星となる。 このような小さな星の殻は、やがて天文学者にもほとんど検出されない、とらえどころのない黒色矮星へと姿を変えていきます。 私たちの太陽も、あと60億年ほどでこのような運命をたどります。 宇宙ではどこでもそうなのではありません。 多くの星系は「連星系」と呼ばれるもので、2つの星が互いの周りを回っているのです。 (また、異なる星をいくつも持つ「多系統」もあります。
連星系の白色矮星は、厄介なサイクルに巻き込まれます。 白色矮星は伴星から水素ガスなどを吸収して膨張し、核融合を起こして爆発します。 白色矮星は「新星」となった後、暗くなり、このサイクルを繰り返す。 NASAによると、白色矮星は完全に爆発して超新星になるために十分な量の物質を伴星から吸収することがある。
白色矮星になる代わりに、赤色超巨星は太陽の8倍以上の質量を持つ星で、ガスや塵を宇宙の媒体に激しく放出します。 (このような激しい爆発の残骸は中性子星と呼ばれます。
最大の質量星（太陽の25倍以上の質量）は超新星となって、その跡にブラックホールを渦巻かせて残します。 爆発後、星の物質がすべて一点に集まり、恒星質量のブラックホールが誕生する。
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