Fixed stars

Japanese: 恒星 - こうせい（英語表記）fixed stars

Among the stars that shine in the night sky, those whose apparent relative positions do not change much. Those whose positions change a lot are called planets, and are distinguished from fixed stars. Planets are small celestial bodies in the solar system that includes the Earth, while fixed stars are comparable in size and luminosity to the Sun, but appear small and dim because they are so far away. Planets appear to shine by reflecting sunlight, while fixed stars shine by generating large amounts of heat within themselves.

In addition to stars, outer space also contains interstellar matter, which is a collection of gas and dust. When there are shadings in the distribution of matter between stars, the shadings contract due to gravity and form clumps. When the mass of the clump reaches more than one-tenth the mass of the sun, its center is strongly compressed by its own gravity and at the same time heated to a temperature of over several million K, and the nuclear fusion reaction that converts hydrogen into helium begins. The rate of heat generation by the nuclear fusion reaction increases rapidly with temperature, and when the temperature of the center reaches a certain level, the force of thermal expansion and the force of gravity are balanced, and this clump of material reaches a kind of equilibrium, generally taking the shape of a gas sphere and is observed as a star. A star is, so to speak, a natural nuclear fusion reactor, with the inside of the thick reactor wall itself serving as fuel. As the nuclear fusion reaction progresses, the interior automatically contracts due to gravity, and proceeds to a higher temperature combustion process.

[Keiichi Kodaira and Hiroyasu Ando]

Types of stars

All stars produce their own energy to shine, but not all stars are the same. Stars vary in age and can be protostars in their infancy, main sequence stars or dwarf stars in their youth or adulthood, giants or supergiants in their old age, dying supernovae, white dwarfs or neutron stars that are the remains of dead stars, or black holes.

Most of the stars we see in the night sky are main sequence stars, which burn hydrogen to maintain equilibrium, including the Sun. Because hydrogen makes up three-quarters of the elements in the universe, the coldest hydrogen fusion reactors have a long lifespan, on the order of 10 billion years for stars with a mass similar to that of the Sun. Main sequence stars with a mass less than that of the Sun are called dwarf stars because they are relatively small and dense.

Although there are only a few of them in the night sky, many of the most noticeable stars are giants. Giant stars are stars whose centers have used up all the hydrogen and contracted, but whose outer periphery expands to maintain equilibrium. Their radii increase by one or more orders of magnitude compared to their main sequence stage, and their luminosity generally increases significantly. When stars with masses nearly 10 times that of the Sun reach this state, they are particularly noticeable and are called supergiants. Supergiants are the most luminous stars, and can be observed from great distances.

After the hydrogen burns out, helium remains, and as the temperature rises further due to the contraction, the helium also begins to burn in a nuclear fusion reaction. When the helium also burns out, the remaining carbon begins to burn. In this way, as the fuel is used up one after another and the center continues to contract, the star reaches a completely contracted state where nuclear fusion reactions can no longer take place. In small stars with a mass of less than about 8 times the mass of the sun, after the hydrogen and helium are burned out in the center, a mass of carbon and oxygen is formed, but as it contracts, the density becomes very high, and eventually the atoms are destroyed, and the atomic nuclei become a "degenerate" state in which they float in a sea of electrons. At this stage, the temperature of the core is not high enough to burn carbon. The outer layer of such a star instead expands and is blown away by pulsation instability (vibrations throughout the star). As a result, the outer layer becomes extremely thin, and the high-temperature core becomes directly visible. The ultraviolet light then ionizes the blown-away gas and makes it shine. This is considered to be a planetary nebula. The central star is initially very hot, but as nuclear fusion reactions cease it gradually cools down. Observations have shown that many of these have surface temperatures approaching tens of thousands of K, and because they have a whitish appearance, they are called white dwarfs to distinguish them from the reddish dwarfs of the main sequence.

In many stars with masses greater than eight times that of the Sun, hydrogen fuses into helium, which then fuses further to form carbon, which then fuses into heavier elements. If this process proceeds rapidly, the center rapidly densifies while the outside expands rapidly, causing the entire star to explode in a supernova. When this happens, the center collapses under gravity and becomes super-dense, destroying not only the atoms but also the nuclei, which combine protons and electrons, leaving behind a neutron star made up mostly of neutrons. A neutron star is in a state where the entire star is like a large atomic nucleus, does not undergo nuclear fusion reactions, and cools while releasing the energy contained in its own structure. Strongly magnetized rotating neutron stars emit radio waves from their poles and are observed as pulsars.

Massive stars between 8 and 300 times the mass of the Sun eventually undergo gravitational collapse, blowing everything away in a supernova explosion, or they form a neutron star or a black hole afterwards. Supermassive stars with masses of 300 or more times the Sun's mass collapse into a black hole of enormous mass. When a large mass collapses into a small radius called the Schwarzschild radius, the surface gravity is so large that the curvature of space in general relativity exceeds its limit, and electromagnetic waves from the inside cannot escape to the outside. Therefore, even though they are dark stars, they exert an extremely large gravitational force on their surroundings, drawing in anything that approaches, hence the name black hole.

In the early stages of a star's birth, only the gravitational energy of the contracting interstellar matter is thermalized and released. As a result, despite their large radius, their surface temperatures remain low at less than a few thousand K for a long period of time, and many of them are observed as infrared stars. Even after nuclear fusion reactions begin in the center, there is still a lot of interstellar matter surrounding them, and some of them can only be seen as infrared stars from the outside. These newborn stars are collectively called protostars.

[Keiichi Kodaira and Hiroyasu Ando]

Physical quantities of stars

The physical quantities of stars, such as their mass, radius, and luminosity, are shown below.

Physical properties of main sequence stars (spectral type: O5)
Mass (solar units) 40
Radius (in solar units): 20
Absolute visual magnitude: -5.5
Surface temperature (K) 45,000
Color index -0.3 (B-V) -1.1 (U-B)
[Spectral type: B5]
Mass (solar units) 6
Radius (in solar units): 4
Visual absolute magnitude -1
Surface temperature (K) 15,000
Color index -0.16 (B-V) -0.56 (U-B)
[Spectral type: A5]
Mass (solar units) 2.0
Radius (solar units) 1.7
Visual absolute magnitude +1.8
Surface temperature (K) 8,300
Color index +0.15 (B-V) +0.11 (U-B)
[Spectral type: F5]
Mass (solar units) 1.3
Radius (solar units) 1.2
Visual absolute magnitude: +3.2
Surface temperature (K) 6,600
Color index +0.45 (B-V) +0.00 (U-B)
[Spectral type: G5]
Mass (solar units) 0.9
Radius (solar units) 0.9
Visual absolute magnitude +5.1
Surface temperature (K) 5,600
Color index +0.68 (B-V) +0.23 (U-B)
[Spectral type: K5]
Mass (solar units) 0.7
Radius (solar units): 0.7
Visual absolute magnitude +7.2
Surface temperature (K) 4,400
Color index +1.15 (B-V) +1.1 (U-B)
[Spectral type: M5]
Mass (solar units) 0.2
Radius (solar units): 0.3
Visual absolute magnitude +12
Surface temperature (K) 3,300
Color index +1.6 (B-V) +1.2 (U-B)
(Note: The sun's spectral type is G2, its apparent absolute magnitude is +4.7, and its color index is A0, with B-V=U-B=0.)

The structure of a star as a natural nuclear fusion reactor is determined by the time since ignition, once the mass is determined. The details depend on the elemental composition of the material that makes up the reactor, but here we have taken the standard cosmic composition. The radius, which indicates the size of the reactor, and the luminosity, which indicates the efficiency of the reactor, change depending on the mass and elapsed time. In main sequence stars, the luminosity is generally proportional to the cube of the mass or more, so the more massive the star, the higher the combustion efficiency. Also, the more massive the star, the larger the radius. However, even low-mass stars, when they burn up all the hydrogen in their centers and become giants, become larger than high-mass main sequence stars and become significantly brighter in terms of luminosity. The average density of main sequence stars, derived from the mass and radius, is higher for low-mass dwarf stars. Also, the surface temperature, determined from the luminosity and radius, is lower for low-mass dwarf stars.

The apparent brightness of stars shining in the night sky is usually expressed by a magnitude that is proportional to the logarithm of the amount of light they emit. There are about 3,000 stars visible in the entire sky, ranging from magnitude 6, which is barely visible to the naked eye, to magnitude 1, which is 100 times brighter. Since it is expressed logarithmically, even brighter stars are expressed as zero magnitude stars, and even brighter stars are expressed as negative magnitude stars. However, this apparent brightness varies depending on the luminosity, which corresponds to the heat generation efficiency of the star as a nuclear fusion reactor, that is, its absolute brightness, as well as the distance from the observer to the star. For the same luminosity, the apparent amount of light decreases inversely proportional to the square of the distance, so if a star is 10 times farther away, it will appear 5 magnitudes dimmer. Conversely, this fact can be used to estimate the distance of stars whose luminosity can be estimated from other facts by comparing their apparent brightness.

To determine the luminosity of a star to be used as a reference for comparison, a method of triangulation known as trigonometric parallax is used. Taking advantage of the Earth's orbit around the Sun, a baseline is set between the Sun and the Earth, and triangulation is applied by measuring the difference in direction, or parallax, when a star is observed from both ends of that baseline. Stars whose distances have been determined precisely using this method are those located within a distance of several hundred light years close to the solar system. Note that high-precision observations from space by the Hipparcos satellite, launched into space by Europe in the 1990s, have brought about new insights.

Stars with special structures pulsate at a regular rate and exhibit light variation. In the case of such pulsating variable stars, even if they are very far away, their luminosity can be estimated simply by observing their period of variation, and their distance can be determined with high accuracy by comparing it with their apparent brightness. Many stars are born in groups, in the form of star clusters. Therefore, if even one pulsating variable star is found in a cluster, its distance can be determined, and the luminosity of the many stars contained within it can be known.

The mass of a star can be calculated directly from the strength of the gravitational force between the stars. By closely observing the orbital speed, orbital period, or orbital radius of a binary system, the mass of each star in the binary system can be determined from the dynamic properties of the binary orbit. In the case of a spectroscopic binary system, where the stars are far away and cannot be seen separately, the mass ratio of the two stars can be estimated by calculating the change in orbital velocity from the Doppler effect of the spectral lines.

When a binary system is observed from nearly edge-on in its orbit, it becomes an eclipsing binary, where the two stars eclipse each other, providing information about the ratio of their respective luminosities and radii.

The apparent diameter of a star is about 1/100th of an arc second at its maximum, and is determined by using optical interferometers or the diffraction of the star's image by the edge of the moon during a lunar eclipse. In recent years, it has become possible to reconstruct star images with a resolution higher than 1/100th of an arc second by using speckle interference caused by turbulence in the Earth's atmosphere and adaptive optics, and methods are being developed to examine the surface of a star in parts.

[Keiichi Kodaira and Hiroyasu Ando]

Star colors and spectra

Stars in the night sky come in different colors, such as reddish stars and pale blue stars. This is due to the temperature of the outer wall of the star as a natural nuclear fusion reactor; cooler stars shine redder and hotter stars shine paler. This is the same as for hot objects on Earth. To quantitatively express the color of a star, the difference between the ultraviolet magnitude ( U ), blue magnitude ( B ), and visual magnitude ( V ), ( B - V ) or ( U - B ), is defined as a color index. The relationship between these color indices and temperature is very similar to that of blackbody radiation applied inside a terrestrial blast furnace, but more precisely, it also depends on the structure of the outer wall of the star, called the atmosphere. The method of estimating temperature from color is simple, but has the disadvantage that the apparent color changes due to absorption by interstellar matter. In contrast, the method of dividing the light from a star into a spectrum and estimating physical quantities such as temperature from the line spectrum seen there has the advantage of being less affected by interstellar absorption. Line spectra are produced when atoms and molecules in a star's atmosphere absorb and emit photons that correspond to electromagnetic waves of a particular frequency, and the line spectrum can tell us what types of ionized and excited molecules and atoms are abundant in the star, providing clues for estimating its temperature. For stars with standard elemental compositions, the appearance of their line spectra changes systematically depending on the temperature, so spectral types are defined based on this, and a correspondence is established between the series of spectral types and temperature. The relationship between spectral types, color indices, and temperature is also shown along with the amount of data on the physical quantities mentioned above.

The prototype of the spectral type was created with the development of spectral physics in laboratories in the late 19th century, and the classification symbols have been rearranged through various processes to become the present-day form. The letters representing the spectral types were originally given according to an appropriate permutation of the apparent spectra, but today they are simply symbols, rearranged in order of temperature. The Henry Draper Star Catalogue, which contained the first systematic classification by spectral type, contained about 220,000 stars.

[Keiichi Kodaira and Hiroyasu Ando]

Stellar atmospheres

The light we observe from a star is emitted from the outer wall of the star, a thin outer surface layer called the atmosphere. The energy released or generated near the center of the star reaches the outer layer in the form of radiation, which is then emitted into space as photons. Some of the energy may be transported to the outer layer as heat flow due to convection in the inner layer of the star, but it is also finally emitted from the atmosphere as photons. Thus, all information about the star is imprinted in the photons emitted by the atmosphere. Knowing the structure of a star's atmosphere is essential for observing its internal structure. At present, theoretical models of the structure of a star's atmosphere are almost established, and it is possible to calculate the resulting spectrum. By comparing this with the observed spectrum, it is possible to determine the temperature, pressure, chemical composition, velocity field (rotation, convection, etc.), magnetic field, etc. of the stellar atmosphere.

Except for some supergiants and stars in a special unstable period, the thickness of the stellar atmosphere is very thin. It is less than one ten-thousandth of the radius of the star, and in that respect it is similar to the atmosphere of the Earth. Stars do not have a solid crust, and even the interior is gaseous, but the density of the gas increases exponentially toward the interior, making it opaque. This is why the edge of the Sun is clearly visible to the naked eye. The results of a spectroscopic analysis performed with the help of stellar atmospheric structure theory have shown that most of the stars near the solar system have similar elemental composition of their atmospheres. Roughly speaking, most of the atmosphere is made up of the lightest element, hydrogen, followed by the lightest element, helium, and heavier elements make up only a few percent of the total star. On Earth, light elements escape, and the proportion of heavy elements is overwhelmingly higher, but in the universe as a whole, light elements dominate.

[Keiichi Kodaira and Hiroyasu Ando]

Convection, rotation, magnetic field, and active phenomena

On the surface of the Sun, fine grains called granules can be seen. This is because the upper part of the active convection layer near the surface reaches into the atmosphere. Heat inside a star is generally transported by radiation, but if the temperature gradient becomes too steep, convection also becomes active and heat is transported to the surface. In a temperature layer of about 10,000 K where a large amount of hydrogen atoms are ionized, the absorption rate and average molecular weight of the stellar material change rapidly with ionization, so the temperature gradient is likely to exceed the limit and a convection layer is likely to form. In high-temperature stars, the surface temperature already exceeds 10,000 K, but in stars the size of the Sun, a convection layer caused by hydrogen ionization has developed in a fairly thick layer below the surface. In even lower-temperature stars, whether dwarfs or giants, almost the entire star becomes a convection region. In the convection layer, heat supplied from the inside creates upstream and downstream flows of active material, causing mechanical motion as a kind of heat engine.

Another dynamic motion of stars is their rotation. Observationally, the line of sight velocity is in the opposite direction at the eastern and western ends of the equator, so the Doppler effect causes the spectral lines to widen. The rotation speed can be estimated by analyzing the width. Generally, the hotter and more massive the younger the star, the faster the rotation speed, reaching several hundred kilometers per second. Some stars have rotation speeds fast enough to generate centrifugal forces at the equatorial plane to overcome the surface gravity. The angular velocity of rotation of the Sun is smaller in the polar zones than in the equatorial zone, and the phenomenon known as "equatorial acceleration" is observed, but such details are not known for other general stars. Also, since stars are gases, it is quite possible that the angular velocity of rotation differs between the surface and the interior, and the details are being clarified by the method of asteroseismology, which analyzes the vibrations of stars. It is also thought that a certain kind of global circulation phenomenon occurs in order to maintain thermal equilibrium with the rotation.

In main sequence dwarf stars with a mass less than that of the Sun, the rotation speed is generally very slow. It is thought that these stars also rotated at high speeds when they were protostars shortly after they were born. However, it is thought that during the relatively long life of the dwarf star, they lost angular momentum and their rotation speed decreased. The loss of angular momentum is closely related to the existence of a convection zone and the magnetic field that results from it.

In the 20th century, the magnetic field of stars was discovered by studying the Zeeman effect of spectral lines (the splitting of one spectral line into three or more by a magnetic field). In some special stars, the average magnetic field on the surface of the star is known to be as high as tens of thousands of gauss (magnetic variable stars). Very weak magnetic fields also exist naturally in ordinary stars. In the case of stars with a well-developed convection layer, the magnetic field that exists naturally from the beginning is stretched by convection motion, and further twisted and strengthened by rotation. This is the so-called "dynamo mechanism." The magnetic field, which has become stronger in parts in this way, rises to the surface and releases its magnetic energy. The cross section of the locally strong magnetic flux appears on the surface of the star as a phenomenon similar to sunspots. When the dynamo mechanism is in operation, the magnetic field also has a counter-reaction to convection and rotation, suppressing the flow and transferring angular momentum.

When convection and a magnetic field exist, mechanical motions in the convection zone can deliver energy to the stellar surface in the form of "Alfvén waves" or sound waves that travel along the magnetic field. The delivered energy is thermalized at the surface, heating and evaporating a thin surface layer, triggering the ejection of mass from the star. When a large amount of mass is ejected systematically, it is called a stellar wind. The flow of the stellar wind is greatly influenced by the magnetic field lines that penetrate the stellar surface and extend into the surrounding space. Stellar wind that flows along the strong magnetic field lines that extend far away carries away a large amount of angular momentum, reducing the rotation speed of the star. The hot stellar wind is observed as the corona.

Recent observations have revealed that even hot stars that are supposed to have no well-developed convection zones have strong stellar winds. In this case, it is thought that the radiation pressure caused by the high luminosity resulting from the efficient rate of heat generation is also a factor. Some high-mass, hot stars lose a huge amount of mass, nearly one-hundred-thousandth of the mass of the Sun, in a year, so much so that the mass of the star itself changes significantly during the star's lifespan of about one million years.

The low surface gravity of giant stars allows a large amount of cold stellar wind to escape. In pulsating supergiants such as Mira-type variables, the pulsations act as a piston to aid in the mass ejection. The ejected cold material may accumulate around the star, and some of it may fall back onto the star's surface, where it collides with the ejected material, causing complex phenomena.

The energy of the magnetic field is often released suddenly as explosive phenomena such as flares. Explosive phenomena similar to solar flares have been observed in many stars, and there is a group of variable stars known as flare stars among M-type dwarfs. These stars have an active dynamo mechanism and rotate quickly, twisting their magnetic fields, causing a large amount of energy to accumulate due to the distortion of the magnetic field, which is then released suddenly as the magnetic field emerges. The resulting energy radiation is enough to instantly increase the luminosity of the entire star by hundreds of times.

Close binary star systems have also been found that exhibit extremely large explosions because the angular motion of the two stars' revolutions and rotations interfere with each other through mutual tidal interactions, and because the magnetic fields of the two stars are connected.

Stellar wind phenomena and flare phenomena are collectively called stellar activity phenomena. The 11-year cycle of the Sun's activity is one type of this, and it is thought that general stellar activity phenomena also have a periodicity.

The opposite phenomenon to mass ejection is mass accretion. It is a phenomenon in which interstellar material around a star enters the gravitational field of the star and falls onto the star's surface. The gravitational and kinetic energy of the surface fall is eventually converted into heat and radiated from near the surface. In particular, when one star in a binary system ejects a large amount of mass and the other star has a strong surface gravity such as a white dwarf, neutron star, or black hole, spectacular activity associated with mass accretion can be seen. In general, due to the orbital angular momentum of the orbit, the accreting material cannot fall directly toward the star, but forms a disk as it rotates and gradually falls. The disk near the star's surface emits high heat, and many of them are observed as X-ray stars. When material falls on the surface of a high-density star in an appropriate ratio, the nuclear fusion reaction that had once been extinguished is reignited, and a large amount of heat is suddenly generated under the layer of accreted material, resulting in explosive activity. A large-scale nova is called a nova, and a star that was so faint that it had never been observed before suddenly shines brightly and is observed.

[Keiichi Kodaira and Hiroyasu Ando]

Peculiar Star

A peculiar star is one whose luminosity, radius, and mass relationships, or its spectrum, deviate from the standard for most stars. There are two types of peculiar stars: those that are peculiar because of the nature of the reactor itself, as a natural nuclear fusion reactor, and those that appear peculiar because of anomalies in the outer walls of the reactor, i.e., the stellar atmosphere. An example of the former is a symbiotic star, where the anomaly occurs because two or more stars are closely packed together and embedded in a common atmosphere. There are also close binary systems, where the atmospheres of the two stars are separate but partially connected, but the degree of anomaly is low.

In peculiar stars where the only abnormality is in the stellar atmosphere, the interrelationships between basic physical quantities such as mass, luminosity, and radius are normal, but abnormalities appear in their spectra and colors. When the activity on the surface is so great that a large proportion of the stellar surface becomes an active region, an emission line spectrum can be seen. M-type emission stars that also show flare activity are one such type. B-type emission stars that are covered in a relatively dense cloud of material that spreads out, and newly born T Tauri stars are also similar to this type.

Stars that show unusual spectra due to anomalies in elemental composition are called chemically peculiar stars (CP stars). The elemental composition of the atmosphere of these stars is abnormally different from the standard. One cause is that heavy elements produced by nuclear reactions inside the star come to the surface due to some internal stirring, and carbon stars and barium stars are known to be examples of this. Both are seen in giant stars, and it is thought that when a high-temperature nuclear fusion reaction occurs in the center that produces elements heavier than helium, the reactants inside come to the surface. Similar anomalies can also be seen when the outer layer of the star is blown away due to violent changes, exposing the interior. It is thought that several causes are at work in combination in high-temperature Wolf-Rayet stars and O-type supergiants. In the outer layers of high-temperature stars, the high luminosity sometimes causes the radiation pressure acting on atoms and molecules to overcome gravity, and atoms and molecules that efficiently absorb photons are subjected to an outward force. Atoms and molecules that absorb photons relatively inefficiently sink toward the center. Due to this diffusion effect, some specific ions of special elements rise to the surface and form apparent elemental composition anomalies. This diffusion process is caused by a slight difference between the buoyancy caused by radiation pressure and gravity, so it is difficult to occur in areas with even a small amount of material flow such as convection. Many high-temperature stars with relatively slow rotation speeds are chemically peculiar stars due to the diffusion effect.

[Keiichi Kodaira and Hiroyasu Ando]

Stellar Motion

Stars, compared to planets, hardly change their apparent relative position in the sky. However, when observed over many years, some stars change their position by as much as one second in angle over 100 years. Although this is a small angle, it is a surprising change when viewed on the time scale of the stellar world, which is hundreds of millions of years. Ordinary stars also change their apparent relative position in the sky slightly, and this change is called proper motion. Using the Doppler effect of spectral lines, it is possible to measure the radial velocity of a star with respect to the solar system (the velocity of the celestial body relative to the observer). If the distance is known, the proper motion can be converted to actual speed, which, together with the radial velocity, gives the spatial motion of the star in three-dimensional space.

The relative spatial motion of nearby stars in the solar system is about 10 to 20 kilometers per second, and the Sun also moves relative to the surrounding group of stars at a similar rate. Therefore, the closer a star is to it, the larger its proper motion will be on average, and by searching for stars with large proper motion, nearby stars, especially low-luminosity ones, have been discovered. Most of these are white dwarfs and low-mass main sequence dwarfs.

[Keiichi Kodaira and Hiroyasu Ando]

Stellar evolution

The process from a star that is born as a protostar from interstellar material and proceeds with nuclear fusion reactions at its center, burning hydrogen, to the time that the fire of the terminal nuclear reaction goes out is called "star evolution." The process that leads to a time when the fire of the terminal nuclear reaction goes out is determined by the mass of the star cluster and galaxy. The evolution of stars is determined by the efficiency of the stars born and the distribution by mass of the stars. This mass distribution function depends on the physical process of contracting interstellar material, but has not yet been determined theoretically. Observationally, it is known that the frequency of stars born around the solar system is approximated by a negative "power function" (power function) of mass, and continues to increase to a small-mass star that is nearly one fraction of the solar mass. Furthermore, it is not yet clear for small-mass stars.

To learn more about star evolution, it also depends on the elemental composition and rotational characteristics of the interstellar material that produced the stars. The centrifugal force caused by rotation is weaker than gravity, and for stars with standard elemental compositions, the era of the main series burning hydrogen is overwhelmingly long in the era of nuclear fusion reactions. The combustion efficiency of stars as natural fusion reactors is proportional to the cubic power to fourth power of the star's mass, so the time it takes to eat fuel is as short as a massive star. It is estimated that the lifespan of a star about the sun is about 10 billion years, but the lifespan of a high-temperature bluish star with a mass of several tens of times that lifespan is only about 1 million years.

Therefore, of the observed stars, the blue-white, high-temperature stars are stars born within the past about 1 million years, and are not many. On the other hand, almost all of the stars born for about 10 billion years since the birth of the galaxy have survived, and are very large.

This fact of the evolution of stars can also be used to estimate the age of a star cluster. That is, if you find the largest surviving star in a star cluster, the lifespan of that star should be roughly comparable to the age of the star cluster.

Small-mass stars become white dwarfs at the end of their evolution, and even cooler into dark stars, but large-mass stars become unstable at the end of their evolution, causing large-scale mass releases and explosion phenomena, and many parts of their mass are reduced to interstellar space again. The reduced material is within the star, and is rich in heavy elements created by nuclear fusion reactions during the evolutionary process, or created by the reaction at high temperatures at the time of explosion. Therefore, as stars are born and die, the elemental composition of interstellar materials gradually changes to those with heavy elements. From interstellar materials with increased heavy elements, the next generation of protostars will eventually be born.

[Keiichi Kodaira and Hiroyasu Ando]

Star race

になったんです。 English: The first thing you can do is to find the best one to do.

The disc species to which the Sun belongs to constitute the lenticular disk part of the galaxy, and accounts for the majority of the galaxy stars in terms of total mass. They rotate within the disc, with some movement in the thickness direction of the disc, and are mostly billions to 10 billion years old. The amount of heavy elements can range from standard to several times more than the sun.

になったんです。 English: The first thing you can do is to find the best one to do.

By sorting the changes in the major galaxy history of the race II, disc race, and race I, in order of age, it is possible to infer the changes in the history of the galaxy. According to the currently depicted path to formation of the galaxy, the stars of race II are born as the slowly rotating ellipsoid-like primitive galaxy clouds contract. The reincarnation of a large star gradually increases the number of heavy elements. As the galaxy clouds contract, they rotate faster, and at last, centrifugal force acts to suppress the contraction, and as a result, the interstellar material becomes a disk-like, and the disk race is born within this. The remaining interstellar material contracts further in the direction of the rotation axis, and finally a very thin layer is formed, reaching the present state where Race I was born.

Recently, it has been pointed out that a large-mass star could be born before the primitive galactic clouds contract, and virtually this is called "Racial III."

[Keiichi Kodaira and Hiroyasu Ando]

Trends in star research

になったんです。 English: The first thing you can do is to find the best one to do.

However, recent observations in X-rays, ultraviolet and infrared regions reveal that stars emit mass in the form of starry winds, accreting matter from interstellar space, and exchange matter with other stars, making evolutionary issues rethinking once again.

Now that the basic properties of stars have been revealed, the directions of research can be broadly divided into three main categories.

The first is to study the star as a natural laboratory experiment for various electromagnetic hydrodynamic phenomena that occurs on the star as a setting. Just as solar physics investigates solar phenomena, star phenomena is studied. In other words, star is observed as countless suns and the phenomena unfolding there.

The second is to study physics in extreme situations that occur in the world of stars. In the past, nuclear fusion reactions in the sun and degenerate atoms in white dwarfs were the subject of star pole physics. Today, neutron stars and black holes are also known to be involved, and a phenomenon involving a million Gaussian magnetic fields is involved.

The third direction is to explore the properties of star systems containing known stars, taking advantage of the well-known characteristics of stars. Large ranges from galaxy structures to small limits to binary star systems. There is a flow of research into the history of galaxy formation through research on star races. If neutron stars or black holes are within a binary star system, by examining the other star, the mass and size of the invisible high-density star can be known.

In any case, the age of classical star physics has passed, and a new era is about to arrive.

[Keiichi Kodaira and Hiroyasu Ando]

Star observation

Most stars have small apparent angular diameters (also known as the visual diameter), so no matter how large a telescope is used, they cannot be resolved, and can only be seen as point images. The reason the star image seen by a telescope appears to have a slight size is because the wavefront of light waves coming from the stars is disturbed due to the fluctuations in density within the Earth's atmosphere, causing them to form accurate images. This visible star image is called seeping, and includes various factors such as image spread, movement, and changes in light and darkness. Quantitative research observations should be carried out in a situation where they are well seen.

Star observations can be broadly divided into position observations, photometric observations, and spectroscopic observations. To determine the motion and intrinsic motion of real-view binary stars, position observations involve taking a direct image to measure the relative velocity of the binary stars and the relative position with a celestial body that is thought to be far away, and attention is needed to be paid to image distortions.

になったんです。 English: The first thing you can do is to find the best one to do.

In spectroscopic observations that examine the spectra of stars, the light of stars collected by a telescope is guided to a spectrometer connected to it. A resolution that can be used to determine the spectral type is called low dispersion spectroscopy, and analyses of atmospheric structures are called high dispersion spectroscopy. Low dispersion spectroscopy is not very large, so it can be connected to the tube end of a telescope, but since most of the high dispersion spectroscopy occupies a space equivalent to a large room, they are installed at fixed focal points such as the Coupe focal points and Nasmith focal points. Spectros using diffraction gratings simultaneously provide a wide wavelength range of spectra, so they are not very dependent on changes in atmospheric conditions, but interferometric spectroscopy using Fabry-Perot interferometers and Michelson interferometers change the wavelengths measured from time to time, so stable atmospheric conditions are required.

In the case of star observation, it is important to increase the light-focusing power by increasing the diameter of the telescope, and to allow for a clear distinction of the image of the target star from the surrounding area by increasing the focal length. To do this, it is desirable to install the telescope in a place where the sights are as good as possible, and today the telescope is located in highlands with a good climate, such as the Andes Mountains in Chile and Mount Mauna Kea in Hawaii. Furthermore, orbital telescopes are sent into outer space to escape the influence of the Earth's atmosphere.

Recent technological advances in star observation have been remarkable, especially the introduction of two-dimensional solid-state imaging devices (CCDs, etc.) due to the development of semiconductor technology. In place of conventional photographs, photon energy can be converted into electrical signals to extract, allowing direct quantitative and numerical measurements of light. Therefore, if this is continued to be accumulated at regular intervals, it is possible to perform long-term observations as much as possible in principle. By combining with an electronic computer, data can be stored in a storage device, observed while watching the images, or converted to the required amount for extraction. Compared to video systems on televisions, solid-state imaging detection methods have high accuracy in location information, which is superior in position observation and spectral observation. Furthermore, since it is also quantitative, imaging observations can be applied directly to photometry.

While star observations up until the 20th century were limited to the visible range, in the infrared, ultraviolet, X-ray, and radio waves are now being observed, making it possible to conduct comprehensive research on stars. Emission from the photosphere, the body of a star, emits much of its energy into the visible range, but in high-temperature stars, the ultraviolet range, and in low-temperature stars, emits them into the infrared range. Most protostars are infrared stars. On the other hand, explosions and high-energy phenomena associated with magnetic fields, seen in the end of star evolution and active stars are observed through X-rays and radio waves. Interstellar molecules around low-temperature stars, and ionization clouds around high-temperature stars, are also subject to radio wave observations. Infrared, ultraviolet, and X-ray observations are carried out from outer space.

[Keiichi Kodaira and Hiroyasu Ando]

Star's name

になったんです。 English: The first thing you can do is to find the best one to do . There are many star tables for special purposes, such as variable star star tables, gaze velocity star tables, binary star star tables, emission line star tables, infrared star star tables, X-ray star star tables, and radio star star tables, and are cited by their respective star table numbers. However, recently, the need to record new stars through exploration has increased, so instead of numbering, it is often used to use approximate coordinates on the celestial sphere. For dark stars that are not recorded in these star tables, the star is identified using a photographic star map.

[Keiichi Kodaira and Hiroyasu Ando]

"The Evolution and the End of the Stars" (1979, Koseisha Koseikaku)" ▽ "The World of Stars" (1980, Koseisha Koseikaku)" ▽ "The World of Stars" ( 1982, Koseisha Koseikaku)" ▽ "The Colors of Stars" (1984, Jijin Shokan)" ▽ "The Colors of Stars" (1984, Jijin Shokan)" ▽ "The 75 Galaxies of the Astronomical World: Long-awaited Definition Images Photographed with Cutting-edge Equipment" (2005, Newton Press)" ▽ "The Series of Modern Astronomy, Vol. 7, Stars" (2009, Nihon Hyoronsha)"

Changes in internal structure due to the evolution of stars
©Numazawa Shigemi ">

Changes in internal structure due to the evolution of stars

Supernova 1987A
The photo is a composite of radio-wave observation images from the ALMA telescope (red), visible light images from the Hubble Space Telescope (green), and observed images from the X-ray observation satellite "Chandra" (blue) ©ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/A.Angelich.Visible light image: the NASA/ESA Hubble Space Telescope.X-Ray image:The NASA Chandra X-Ray Observatory ">

Supernova 1987A

T Tauri
A variable star in the constellation Taurus. It is a pre-main sequence star about 1 million years old, and a faint disk structure of gas and dust can be seen around it. Stars like this are called T Tauri stars (T Tauri type stars). ©National Astronomical Observatory of Japan ">

T Tauri

Wolf-Raye Star
A high-temperature star located in the constellation (center of the photo). The M1-67 Nebula surrounds it. Photographed by the Hubble Space Telescope ©ESA/Hubble&NASA,Acknowledgement:Judy Schmidt ">

Wolf-Raye Star

Source: Shogakukan Encyclopedia Nipponica About Encyclopedia Nipponica Information | Legend

Japanese:

夜空に輝く星のうち、その見かけの相対位置の変化の少ないもの。位置変化の大きいものを惑星として、恒星と区別する。惑星が地球を含む太陽系内の小天体であるのに対し、恒星はそれぞれが太陽に匹敵する大きさや光度をもっているが、非常に遠方にあるために小さく暗く見えている。惑星が太陽光の反射によって輝いて見えるのに対し、恒星は自分自身の内部で大量に熱を発生させて輝いている。

　宇宙空間には星のほかにガスや微塵(みじん)の集まりである星間物質がある。星間の物質分布に濃淡があると、その濃い部分が万有引力によって収縮し塊をつくる。塊の質量が太陽の質量の10分の1程度以上になると、その中心部は自己の重力で強く圧縮され、同時に加熱されて数百万K以上の高温となり、水素をヘリウムに転化する核融合反応が進み始める。核融合反応による熱の発生率は温度とともに急激に増加し、中心部の温度がある程度に達すると、熱膨張の力と万有引力とがつり合うようになり、この物質塊は一種の平衡状態に達し、一般に気体球の形をとって恒星として観測される。恒星はいわば天然の核融合炉で、厚い炉の壁の内側がそのまま燃料になっている。核融合反応が進むにつれて内部は万有引力によって自動的に収縮し、さらに高温の燃焼過程へと進む。

［小平桂一・安藤裕康］

恒星の種類

恒星はどれも自らがエネルギーを生産して光っているが、どの恒星も同じ状態にあるわけではない。恒星には年齢があり、誕生期にある原始星、青年期・壮年期の主系列星または矮星(わいせい)、老人期の巨星・超巨星、死につつある超新星、死んだ星の残骸(ざんがい)の白色矮星や中性子星、あるいはブラック・ホールなど、多種多様である。

　夜空に見える恒星の大部分は、水素を燃やしてつり合いの状態にある主系列星であり、太陽もその一つである。宇宙の元素の4分の3を水素が占めているために、このもっとも低温で働く水素核融合炉の寿命は長く、太陽ぐらいの質量の星では、その寿命は100億年の桁(けた)である。太陽程度以下の質量の主系列星は比較的小さく高密度なので矮星とよばれる。

　夜空にあって数は少ないが目だつ星には巨星が多い。巨星は中心部で水素を使い果たして収縮が生じるが、均衡を保つために外側が膨らんだ状態にある星で、主系列時代に比べて半径は1桁から2桁以上も増大し、光度も一般に大幅に増す。太陽の10倍に近い質量をもつ星がこのような状態になるととくに目だち、超巨星とよばれる。超巨星は光度のもっとも高い星であり、遠くのものまで観測することができる。

　水素が燃え尽きた後にはヘリウムが残り、収縮によって温度がさらに上昇するとヘリウムも核融合反応で燃えだす。さらにヘリウムも燃え尽きると、残された炭素の燃焼が始まる。このように、燃料を次々に使い果たして中心部の収縮が進むと、恒星はもはや核融合反応が行えない収縮しきった状態に到達する。太陽質量の8倍程度以下の質量の小さい星では、中心で水素とヘリウムを燃やし尽くしたあと、炭素・酸素の塊ができるが、それが収縮する過程で密度が非常に高くなり、ついには原子が破壊され、原子核が電子の海に漂う「縮退」状態になる。この段階では、中心核の温度は炭素の燃焼ができるまでには至らない。このような星の外層は逆に膨らんで脈動不安定（星全体で振動をする）などにより吹き飛ばされる。その結果、外層がきわめて薄くなり、高温の中心核が直接見えるようになる。そして、その紫外光によって吹き飛ばされたガスを電離して輝かせる。これが惑星状星雲と考えられている。中心星は初めは高温であるが、核融合反応が止まるのでしだいに冷えていく。観測では数万K近い表面温度のものが多く見られ、その見かけの色が白っぽいので、主系列の赤っぽい矮星と区別して白色矮星とよばれる。

　太陽質量の8倍よりも質量の大きな星の多くにあっては、水素が融合してできたヘリウムがさらに融合反応をおこして炭素となり、さらに炭素がより重い元素へと融合していく。このような過程が急速に進むと、中心部は急速に高密度化する一方、外側が勢いよく膨らむので、星全体が爆発する超新星現象を引き起こす。その際、中心部が重力崩壊をおこして超高密度となり、原子が破壊されるにとどまらず、原子核までも破壊されて陽子と電子は一体化し、中性子がほとんどを占める中性子星の残ることがある。中性子星は星全体が大きな原子核ともいえる状態にあり、核融合反応は行わず、自体の構造のもっているエネルギーを放出しながら冷えていく。強い磁気を帯びた回転中性子星はその極から電波を放射しておりパルサーとして観測される。

　太陽質量の8倍以上300倍以下の大質量の星は最終的に重力崩壊をおこしすべてが吹き飛ぶ超新星爆発にいたったり、そのあとに中性子星か、ブラック・ホールを形成したりする。太陽質量の300倍以上の超大質量星では、重力崩壊により巨大質量のブラック・ホールを形成する。大きな質量がシュワルツシルト半径とよばれる小さな半径内に重力陥没すると、その表面重力が非常に大きいために、一般相対論的な空間の曲率が限界値を超えて、内部からの電磁波が外部に漏れ出せなくなる。したがって、暗黒星でありながら、超大な引力を周囲に働かせて、近づくものを引き込んでしまうので、ブラック・ホールの名が与えられた。

　恒星が誕生する初期には、収縮していく星間物質の重力エネルギーだけが熱化して放出されていく。そのために、半径は大きいにもかかわらずその表面温度は数千K以下と低い時期が長く、その多くは赤外線星として観測される。また、中心で核融合反応を開始しても、依然としてその周囲に多くの星間物質があって、外部からは赤外線星にしか見えないものもある。これら誕生期の星を総称して原始星とよぶ。

［小平桂一・安藤裕康］

恒星の諸物理量

恒星の質量、半径、光度などの諸物理量を以下に示した。

●主系列星の物理量
〔スペクトル型：O5〕
　質量（太陽単位）　40
　半径（太陽単位）　20
　実視絶対等級　　　－5.5
　表面温度（K）　45,000
　色指数　　　－0.3（B－V）　－1.1（U－B）
〔スペクトル型：B5〕
　質量（太陽単位）　6
　半径（太陽単位）　4
　実視絶対等級　　　－1
　表面温度（K）　15,000
　色指数　　　－0.16（B－V）　－0.56（U－B）
〔スペクトル型：A5〕
　質量（太陽単位）　2.0
　半径（太陽単位）　1.7
　実視絶対等級　　＋1.8
　表面温度（K）　8,300
　色指数　　　＋0.15（B－V）　＋0.11（U－B）
〔スペクトル型：F5〕
　質量（太陽単位）　1.3
　半径（太陽単位）　1.2
　実視絶対等級　　　＋3.2
　表面温度（K）　6,600
　色指数　　　＋0.45（B－V）　＋0.00（U－B）
〔スペクトル型：G5〕
　質量（太陽単位）　0.9
　半径（太陽単位）　0.9
　実視絶対等級　　　＋5.1
　表面温度（K）　5,600
　色指数　　　＋0.68（B－V）　＋0.23（U－B）
〔スペクトル型：K5〕
　質量（太陽単位）　0.7
　半径（太陽単位）　0.7
　実視絶対等級　　　＋7.2
　表面温度（K）　4,400
　色指数　　　＋1.15（B－V）　＋1.1（U－B）
〔スペクトル型：M5〕
　質量（太陽単位）　0.2
　半径（太陽単位）　0.3
　実視絶対等級　　　＋12
　表面温度（K）　3,300
　色指数　　　＋1.6（B－V）　＋1.2（U－B）
（注：太陽のスペクトル型はG2型、太陽の実視絶対等級は＋4.7等、色指数はA0型でB－V＝U－B＝0）

　天然の核融合炉としての恒星の構造は、質量が決まれば、点火時からの時間によって決まる。詳しくは炉を構成する物質の元素組成によるが、ここでは標準の宇宙組成をとった。質量や経過時間によって、炉の大きさを示す半径や、炉の効率を示す光度が変わる。主系列星では、一般に光度は質量の3乗以上にも比例して、大質量のものほど燃焼効率が高い。また大質量星ほど半径が大きい。しかし小質量の星も、中心での水素を燃やし尽くして巨星となると、大質量の主系列星をしのぐ大きさとなり、光度の点でも格段に明るさを増す。質量と半径から導かれる主系列星の平均密度は、小質量の矮星ほど大きい。また光度と半径から定まる表面温度は、小質量の矮星ほど低い。

　夜空に輝く恒星の見かけの明るさは、光量の対数に比例する等級によって表示するのが普通である。肉眼でやっと見える程度の6等星から、その100倍の明るさの1等星まで、全天で約3000個が見える。対数表示なので、さらに明るいものが零等星、さらに明るい星はマイナス何等星というように表示される。しかしこの見かけの明るさは、核融合炉としての恒星の発熱効率に相当する光度、つまり絶対的な明るさのほか、観測者から恒星までの距離によって変わる。光度が等しい場合には、見かけの光量は距離の2乗に反比例して減少するので、10倍遠くにあると5等級だけ暗く見える。逆にこのことを利用して、他の事実から光度の推定できる星については、見かけの明るさと比べることによって距離を推定できる。

　比較の基準となる星の光度を求めるには、三角視差とよばれる三角測距法を用いる。地球が太陽の周りを公転していることを利用して、太陽・地球間を基線とし、その基線の両端からある恒星を観測した場合の方向の差、つまり視差を測定して三角法を適用する。この方法で精密に距離の求められている星は、太陽系の近くの数百光年の距離の範囲である。なお、1990年代にヨーロッパで宇宙空間に打ち上げられたヒッパルコス衛星による宇宙空間からの高精度観測が新しい知見をもたらした。

　特殊な構造をもつ恒星は、一定周期の脈動を行い、変光を示す。このような脈動型変光星の場合には、非常に遠くにあっても、その変光周期を観測するだけで光度を推定でき、見かけの明るさとの比較から精度よく距離を出せる。恒星の多くは集団をなして星団の形で誕生する。したがって集団の中に一つでも脈動型変光星が見つかれば、その距離が決定でき、そこに含まれる多くの恒星の光度を知ることができる。

　恒星の質量は、恒星どうしの間に働く万有引力の大きさから直接的に求める。連星系の公転速度や公転周期、軌道半径などを詳しく観測すると、連星軌道の力学的性質から、連星系を構成する各星の質量を決定できる。連星系が遠くにあってそれぞれの星が別々に見えないような分光連星の場合には、スペクトル線のドップラー効果から軌道運動速度の変化を求めることにより、2星の質量比が推定できる。

　連星系の軌道面を真横に近い方向から観測する場合には食連星となって、2星が互いに他を隠す現象から、互いの光度の比や半径の比についての情報も得られる。

　恒星の見かけの直径は、最大のものでも角度で100分の1秒程度であって、光学干渉計や星食時における月の縁による星像の回折現象を利用して求められる。近年では地球大気中の乱流によって生じるスペックル干渉現象や補償光学系を利用して100分の1秒よりも高い分解能をもつ星像を再生することが可能となり、恒星表面を部分に分けて調べる方法も開けつつある。

［小平桂一・安藤裕康］

恒星の色・スペクトル

夜空に輝く星には赤っぽい星や青白い星など、異なる色がある。これは天然核融合炉としての恒星の外壁の温度の高低によるもので、低温の星ほど赤っぽく、高温の星ほど青白く輝く。このことは地上の高温物体と同じである。恒星の色を定量的に表示するには、紫外域等級（U）、青色域等級（B）、実視域等級（V）などの差、（B－V）や（U－B）を色指数として定義して用いる。これらの色指数と温度との関係は、地上の溶鉱炉内部に適用される黒体放射の場合によく似ているが、正確には恒星の大気とよばれる外壁の構造にもよっている。色から温度を推定する方法は簡便であるが、星間物質の吸収によって見かけの色が変わってしまうという欠点がある。それに比べて、星からの光をスペクトルに分けて、そこに見られる線スペクトルのようすから温度などの物理量を推定する方法は、星間吸収の影響を受けにくい利点がある。線スペクトルは、恒星の大気中にある原子・分子が特定の振動数の電磁波に相当する光子を吸収・放出するために生じるもので、線スペクトルから、その星にどのような電離・励起状態の分子・原子が多く存在するかがわかり、温度を推定する手掛りが得られる。標準的な元素組成の恒星については、温度によって線スペクトルのようすが系統的に変わるので、それによってスペクトル型を定義し、スペクトル型の系列と温度の対応関係がつけられている。スペクトル型、色指数と温度の関係も上述の物理量のデータ量にあわせて示した。

　スペクトル型の原型は、19世紀後半の実験室でのスペクトル物理学の発展とともに生まれ、その分類記号はさまざまな経過を経て組み変えられて今日の形に定着してきた。スペクトル型を示すアルファベットは、当初は見かけのスペクトルの適当な順列に沿って与えられたが、今日では温度系列順に並び替えられており、単なる記号にすぎない。最初の系統的なスペクトル型による大分類を収めた『ヘンリー‐ドレーパー星表』には約22万個の恒星が載録されている。

［小平桂一・安藤裕康］

恒星の大気

恒星を観測して受ける光は、恒星の外壁、つまり大気とよばれる薄い表面外層の部分から放出される。恒星の中心近くで解放・生成されたエネルギーは、ほとんどの場合放射の形をとって外層に到達し、そこから光子として宇宙に放出される。エネルギーの一部は、恒星内層の対流現象による熱流として外層に運ばれることもあるが、それも最後には大気から光子として放射される。したがって恒星についてのすべての情報は、この大気の放出する光子に刻み込まれている。恒星の大気構造を知ることは、内部構造を観測的に知るためにも不可欠である。現在では恒星の大気構造の理論模型がほぼ確立しており、そこから生じるスペクトルのようすを計算することができる。これと、観測されるスペクトルを比べることによって、恒星大気の温度、圧力、化学組成、速度場（自転や対流運動など）、磁場などを決定できる。

　一部の超巨星や特殊な不安定期にある星を除けば、恒星大気の厚さは非常に薄い。恒星の半径に比べると1万分の1以下であり、その点では地球の大気に似ている。恒星には固体の地殻はなく内部までも気体であるが、気体の密度が内部に向かって指数関数的に急激に増大するので不透明になってしまう。太陽の周縁部が肉眼ではっきりと限られて見えるのもそのためである。恒星大気構造論の助けを借りて行われたスペクトル分析の結果から、太陽系近くの恒星のほとんどが似通った大気の元素組成を示すことがわかった。組成を大まかにいえば、ほとんどがいちばん軽い元素の水素であり、次がやはり軽い元素のヘリウムであって、それよりも重い元素は恒星全体の数％にすぎない。地球では軽い元素が逃げてしまい、重元素の割合が圧倒的に多いが、宇宙全体でみれば軽い元素が主体である。

［小平桂一・安藤裕康］

対流・自転・磁場・活動現象

太陽面には粒状斑(りゅうじょうはん)とよばれる細かなつぶつぶの構造が見える。これは、表面近くにある対流の活発な層の上部が大気中にまで届いているためである。恒星内部の熱は一般に放射によって運ばれるが、温度勾配(こうばい)が急になりすぎると対流も活発になり、熱が表面に運ばれる。大量にある水素原子が電離をおこす1万Kぐらいの温度層では、電離とともに急激に恒星物質の吸収率や平均分子量が変わるので、温度勾配が限界を超えやすく、対流層が形成されやすい。高温の星では表面温度がすでに1万Kを超えているが、太陽ぐらいの星では表面下のかなり厚い層で、水素電離に起因する対流層が発達している。さらに低温の恒星では、矮星であると巨星であるとを問わず、星のほとんど全体が対流領域になってしまう。対流層では内部から供給される熱によって活発な物質の上下流が生じ、一種の熱機関として力学的な運動を引き起こす。

　恒星の力学的運動には、ほかに自転がある。観測的には、赤道の東端と西端で視線速度が逆向きになるため、ドップラー効果によってスペクトル線に幅がつく。その幅の解析から、自転速度を推定することができる。一般に高温の大質量の若い星ほど自転速度は大きく、秒速数百キロメートルに達し、なかには赤道面での表面重力に打ち勝つほどの遠心力を生じるぐらいの自転速度を示す星もある。太陽では赤道帯に比べて極帯の自転角速度が小さく、いわゆる「赤道加速」の現象を示すが、ほかの一般の恒星についてはこのような詳細は知られていない。また恒星は気体であるので、表面と内部とで自転角速度の異なる可能性は十分にあり、その詳細は星の振動を解析する星震学の手法により明らかにされつつある。また、自転に伴って熱的な平衡を保つために、ある種の大局的な環流現象も生じているものと考えられる。

　太陽よりも小質量の主系列矮星では、自転速度は一般に非常に小さい。これらの星も、誕生してまもない原始星のころには、高速の自転をしていたものと考えられる。しかしながら、矮星の比較的長い寿命の間に、角運動量を放出して、自転速度が減少してしまったものと思われる。角運動量の放出には、対流層の存在と、それによって生じる磁場の存在が大きくかかわっている。

　恒星の磁場は、20世紀になって、スペクトル線のゼーマン効果（磁場によって1つのスペクトル線が3つなどに分離すること）を調べることによって検出された。特殊な星では、恒星表面の平均磁場が数万ガウスに上るものまで知られている（磁変星）。一般の恒星にも非常に弱い磁場は自然に存在している。対流層の発達した恒星の場合には、自然に初めから存在していた磁場が対流運動によって引き延ばされ、さらに自転によってねじられて強化される。いわゆる「ダイナモ機構」である。こうして部分的に強くなった磁場は表面に浮上しつつ、磁場のエネルギーを解放する。局所的に強い磁束の断面は、恒星表面では太陽黒点のような現象として見える。ダイナモ機構が働く際に、磁場も逆に対流や自転に反作用を及ぼし、流れの抑制や角運動量の移送に関与する。

　対流と磁場があると、対流層内の力学的な運動は、磁場を伝わる「アルベーン波」や音波として恒星表面にエネルギーを送ることができる。送られたエネルギーは表面で熱化して薄い表面層を加熱して蒸発させ、恒星からの質量の放出現象を引き起こす。大量の質量放出が系統的におこる場合には恒星風とよばれる。恒星風の流れは、恒星表面を貫いて周辺の空間にまで広がっている磁力線によって大きく左右される。遠くまで伸びた強い磁力線に沿って流出する恒星風は、大量の角運動を持ち去ることになり、恒星の自転速度を減少させる。高温の恒星風はコロナとして観測される。

　最近の観測では、対流層の発達していないはずの高温の恒星にも強い恒星風のあることが判明している。この場合にはその効率のよい熱発生率に由来する高い光度のために生じる放射圧も要因になっているものと考えられている。大質量の高温の恒星のなかには、1年間に太陽質量の10万分の1に近い大量の質量を放出するものもあり、100万年程度の星の寿命の間に、恒星自体の質量が大幅に変わってしまうほどである。

　巨星にあっては表面重力が低いために、大量の低温度の恒星風が流出している。ミラ型変光星のような脈動する超巨星では、脈動がピストンのような働きをして、質量放出を助けている。放出された低温の物質は、場合によっては恒星周辺に集積して、一部はふたたび恒星表面に落下することもあり、放出される物質と衝突して複雑な現象を生じる。

　磁場のエネルギーはフレアなどの爆発現象として急激に解放されることが多い。太陽フレアに類似した爆発現象は多くの恒星について観測されており、M型の矮星にはフレア星として知られる一群の変光星がある。これらの星ではダイナモ機構が盛んに働き、しかも自転が速いために磁場がねじられて磁場のゆがみによるエネルギーが大量に蓄積され、磁場の浮上に伴って急激に解放される。そのためのエネルギー放射は、星全体の光度を瞬間的に何百倍にも高めるほどである。

　また近接連星系で、相互の潮汐(ちょうせき)作用を通じて公転の角運動と自転の角運動が干渉し、しかも磁場が2星にわたってつながってしまっているために、非常に大規模な爆発現象を示すものがみつかっている。

　恒星風現象やフレア現象をまとめて恒星の活動現象とよぶ。太陽の11年周期の活動はこの一種で、一般の恒星の活動現象にも周期性があるものと考えられる。

　質量放出の逆の現象として質量降着という現象がある。恒星周辺にある星間物質が恒星の引力圏内に入り、恒星表面に落下する現象で、表面落下の際の重力エネルギーや運動エネルギーは、最後には熱となって表面近くから放射される。とくに連星系の一方が大量の質量放出を行っていて、他の一方が白色矮星、中性子星、またはブラック・ホールといった強い表面重力をもつ星である場合には、華々しい質量降着現象に伴う活動現象が見られる。一般には公転の軌道角運動量があるために降着物質は恒星に向かって直接に降下できず、回転しつつ円盤を構成し、徐々に落下していく。この円盤の恒星表面近くは高熱を発し、X線星として観測されるものも少なくない。高密度星の表面に適当な割合で物質が降り積もると、いったん消えていた核融合反応が再点火され、降り積もった物質層の下で大量の熱が急激に発生し、爆発状の活動を示す。その大規模なものは新星とよばれ、それまで観測されなかったほど暗い星が、急に明るく輝いて観測される。

［小平桂一・安藤裕康］

特異星

光度・半径・質量の相互関係やスペクトルが、大多数の恒星が示す標準的なものから外れている星を特異星とよぶ。これには、天然の核融合炉としての炉本体の特異なものと、炉の外壁、つまり恒星大気の異常から見かけ上特異なものとの2種類がある。前者の例としては共生星がある。この場合には、二つ以上の恒星が密着して共通の大気内に埋まっているために異常が生じる。別々の大気をもってはいるが一部で大気どうしが連結してしまっている近接連星系もあるが、異常の度合いは低い。

　恒星大気にだけ異常のある特異星では、その質量・光度・半径などの基本物理量の相互関係は標準的であるが、そのスペクトルや色に異常が現れる。表面での活動性が著しく、恒星面の大きな割合が活動領域となると、輝線スペクトルが見られる。フレア活動も示すM型輝線星はこの一種である。広がった比較的濃い物質雲をまとっているB型輝線星、誕生後まもないおうし座T型星などもこれに似ている。

　元素組成の異常から特異なスペクトルを示すものは化学特異星（CP星）とよばれる。これらの星では大気中の元素組成が標準のものから異常にずれている。その一因は、恒星内部での核反応によってつくりだされた重元素が、内部のなんらかの攪拌(かくはん)によって表面に出てきてしまったもので、炭素星、バリウム星などが知られている。いずれも巨星に見られ、中心部でヘリウムよりも重い元素を生み出す高温の核融合反応をおこした際に、内部の反応物質が表面に出てきたものと考えられている。また激しい変化のために星の外層が吹き飛ばされ、内部が露出してくることによっても同様な異常が見られる。高温のウォルフ‐ライエ星やO型超巨星には、いくつかの原因があわさって働いていると思われる。高温の星の外層では、光度が高いために、原子・分子に働く放射圧はときとして重力に打ち勝ち、光子を効率よく吸収する原子や分子は外向きの力を受ける。相対的に吸収効率の悪い原子・分子は、中心へと向かって沈下する。この拡散効果のために、特殊な元素の特定のイオンの幾種かが表面に浮上して、見かけ上の元素組成異常を形成する。このような拡散過程は、放射圧による浮力と重力のわずかな差によって生じるので、対流などの物質流のすこしでもある領域では生じにくい。自転速度の比較的小さな高温度星の多くは、拡散効果による化学特異星である。

［小平桂一・安藤裕康］

恒星の運動

恒星は惑星に比べると、その天空上の見かけの相対位置をほとんど変えない。しかし長年にわたって観測すると、100年間に角度にして1秒も位置を変える恒星もある。これはわずかな角度であるが、恒星の世界の何億年という時間尺度でみれば、驚くべき変化である。一般の恒星もわずかながら天空上の見かけの相対位置を変えつつあって、これを固有運動とよぶ。スペクトル線のドップラー効果を利用して恒星の太陽系に対する視線速度（天体の観測者に対する相対速度）を測定することができる。距離が知られていれば固有運動を実際の速度に換算することができて、視線速度とあわせて3次元空間での恒星の空間運動を与える。

　太陽系の近くの恒星の相対空間運動の速さは秒速10～20キロメートル程度であって、太陽も周囲の星の集団に対して同程度の相対運動を行っている。したがって近距離の星ほど平均的には大きな固有運動を示すことになり、大きな固有運動を示す星の探査によって、近距離星、とくに光度の低い近距離星が発見されている。その多くは白色矮星や小質量の主系列矮星である。

［小平桂一・安藤裕康］

恒星の進化

恒星が原始星として星間物質から誕生して中心部で核融合反応を進め、水素を燃やす主系列星時代から、やがて巨星時代を経て、終末期の核反応の火の消えてしまう時期に至る過程を、「恒星の進化」とよんでいる。進化の過程の大筋は恒星の質量によって決まるので、星団や銀河などの星の集団の進化のようすは、星の生まれてくる能率と、生まれてくる星の質量別の分布によって決定される。この質量分布関数は星間物質の収縮についての物理過程に左右されるが、まだ理論的に決定されるに至っていない。観測的には、太陽系周辺での星の誕生する頻度は質量の負の「べき関数」（累乗関数）で近似され、太陽質量の数分の1近くの小質量星まで増加の一途をたどることが知られている。さらに小質量の星についてはまだ明らかでない。

　恒星進化の詳細を知るには、さらに、恒星を生み出した星間物質の元素組成や、自転特性に依存する。自転による遠心力が重力に比べて弱く、標準的な元素組成をもった星にあっては、核融合反応を行っている時代のうち、水素を燃焼している主系列星の時代が圧倒的に長い。恒星の天然の核融合炉としての燃焼効率が恒星質量の3乗から4乗に比例するので、燃料を食いつぶすまでの時間は、大質量星ほど短い。太陽ぐらいの星の核融合炉としての寿命は約100億年と推算されているが、その数十倍の質量をもつ高温の青白い星の寿命は100万年程度にすぎない。

　したがって、観測される恒星のうち、青白く輝いている高温度星は、過去約100万年以内に誕生した星であって、その数は多くない。一方、低温の矮星は、銀河系が誕生して以来の約100億年にわたって生まれた星のほとんどすべてがそのまま生き残っており、非常に多く観測される。

　星の進化のこの事実を利用して、星団の年齢を推定することもできる。すなわち、星団中に生き残っているもっとも質量の大きな星を探し出せば、その星の寿命がほぼ星団の年齢に匹敵するはずである。

　小質量の星は、進化の果てに白色矮星となり、さらには冷えて暗黒星と化してしまうが、大質量の星は、進化末期に不安定となり、大規模な質量放出や爆発現象をおこして、質量の多くの部分をふたたび星間空間に還元する。この還元される物質は、恒星内部にあって進化の過程で核融合反応によってつくりだされたり、爆発時の高温による反応で生まれた重元素を豊富に含んでいる。したがって、星が生まれて死んでいくことによって、星間物質の元素組成はわずかずつ重元素の多いものへと変わっていく。重元素の増えた星間物質から、やがてまた次の世代の原始星が誕生する。

［小平桂一・安藤裕康］

恒星の種族

太陽系は少なくとも40億年近い年齢をもっていることが、月の岩石や隕石(いんせき)の分析などから知られている。太陽と似た空間運動と元素組成を示す数多くの矮星も平均的には太陽と同一の世代の星とみなすことができる。しかし数ある星のなかには、太陽とはまったく異なる空間運動を示し元素組成もはっきりと異なるもののあることが知られている。たとえば準矮星とよばれる一群の星は、重元素が標準組成に比べて10分の1から1万分の1しかなく、しかも高速度星とよばれるほどに秒速65キロメートル以上もの大きな相対空間運動を示す。これは明らかに太陽とは異なる世代の星であって、銀河系の歴史のなかで、太陽とは異なる状況の下に誕生したものと考えられる。星たちが生まれては死んでいく輪廻(りんね)の舞台となる銀河系の状況に大きな変化があると、そこに生まれてきた恒星の間に、いわば世代の不連続が生じる。こうした不連続に対応するものとして、恒星の空間運動や空間分布、元素組成の違いに着目して区分したものを「恒星の種族」と名づけている。

　太陽が属する円盤種族は、銀河系のレンズ状の円盤部分を構成していて、総質量の点では銀河系内恒星の大部分を占める。円盤の厚さ方向の運動も多少行いながら、円盤内を回転していて、数十億年から100億年の年齢のものが多い。重元素量は、ほぼ太陽に近い標準的なものから数倍多いものまでがある。

　ごく最近生まれたと思われる青白く輝く大質量星を含む散開星団の星は「種族Ⅰ」とよばれる。これらの星はほぼ太陽と同じ元素組成をもっているが、銀河系のレンズ状円盤の中央の面に薄い層をなして分布している。したがってその空間運動は、円盤の厚さ方向の成分をほとんどもたず、銀河中心を巡る円運動となっている。これは、現在の銀河系の中の星間物質が非常に薄い円形の層を形成しているためで、円盤種族が誕生したころの星間物質の分布とは明らかに異なっている。「種族Ⅱ」とよばれる星は、準矮星や球状星団に含まれる星たちで、銀河系のレンズ状円盤を広く包む楕円(だえん)体状の領域に分布し、その空間運動にはとくに際だった回転成分がみられない。重元素が欠乏していて、その欠乏の度合いは年齢の古い星団ほど著しい。球状星団の古いものは150億年程度の年齢をもつと推定されている。

　種族Ⅱ、円盤種族、種族Ⅰと年齢の古い順に並べて考察することによって、銀河系の歴史上の大きな状況の移り変わりを推測することができる。現在描かれている銀河系の形成の道筋によれば、緩やかに回転する楕円体状の原始銀河雲が収縮するなかで種族Ⅱの星たちが生まれる。大質量の星の輪廻によってしだいに重元素が増える。銀河雲は収縮するにつれて回転が速くなり、ついには遠心力が働いて収縮が押さえられ、回転軸に沿う方向でだけ収縮が続く結果、星間物質は円盤状になり、この中で円盤種族が誕生する。残った星間物質はさらに回転軸方向に収縮し、ついには非常に薄い層を形成し、その中で種族Ⅰが生まれる現在の状態に到達した。

　最近になって、原始銀河雲が収縮する以前にも大質量の星が誕生する可能性が指摘され、仮想的にこれを「種族Ⅲ」と名づけている。

［小平桂一・安藤裕康］

恒星研究の動向

19世紀末のスペクトル分類や恒星統計に基づく現象論は、20世紀に入って発展した恒星内部構造論と恒星大気構造論に支えられて、天体物理学の興隆をもたらした。もっとも重大な鍵(かぎ)は、恒星のエネルギーが核融合反応によって供給されるという理解である。重力と圧力が静水力学平衡（運動を伴わない物体の平衡状態）にある気体球の構造は、最初は解析的に、のちには数値的に計算され、観測的にすでに知られていた質量光度関係（質量に対して光度が一定に決まる関係）やHR図上の星の分布を説明するに至った。一方、原子物理学の発達は、恒星大気を実験室プラズマと比較することによって、スペクトル解析の手法を編み出し、観測的に恒星表面の温度や圧力、元素組成を決定する道を開いた。これによって観測と理論の両面から、恒星の主たる性質は理解されることとなった。20世紀後半の大型電子計算機の発達は、内部構造の進化や詳細な大気構造の計算を可能にし、恒星の誕生と死という進化の両端の問題を残すのみとなった。

　しかしながら、最近のX線、紫外線、赤外線域の観測から、恒星が孤立した閉じた系ではなく、恒星風の形で質量を放出したり、星間空間から物質を降着させたり、また他の星と物質をやりとりしたりすることが明らかとなって、改めて進化の問題が見直されている。

　恒星の基本的性質が明らかとなった現在では、研究の方向は大きく三つに大別されよう。

　第一は、その恒星を舞台として生じるさまざまな電磁流体力学的現象の天然実験室実験の場として研究する方向である。太陽物理学が太陽面現象を究明するのと同様に、恒星面現象が研究される。いわば恒星を無数の太陽として観察し、そこに繰り広げられる現象を究明する。

　第二は、恒星の世界に生じる極限的な状況での物理の研究を行う方向である。かつては、太陽における核融合反応や白色矮星における原子の縮退が恒星極限物理学の対象であった。現在ではさらに、中性子星やブラック・ホールが対象となり、100万ガウスもの磁場が関与した現象が知られている。

　第三は、恒星という天体の素性がよく知られていることを利用して既知の恒星を含む星系の性質を探る方向である。大は銀河の構造から、小は連星系の性質の決定まである。星の種族の研究を通して銀河形成の歴史を探る研究の流れがある。中性子星やブラック・ホールが連星系の中にあれば、他方の恒星を調べることによって、見えない相手の高密度星の質量や大きさが知られる。

　いずれにせよ、古典的な恒星物理学の時代は過ぎて、新しい時代が訪れようとしている。

［小平桂一・安藤裕康］

恒星の観測

大部分の恒星は見かけの角直径（視直径ともいう）が小さいために、いくら大きな望遠鏡を用いても大きさを分解できず、点像としてしか見ることができない。望遠鏡で見た星像にわずかに大きさがあるように見えるのは、地球の大気内の密度の揺らぎのために、星からくる光波の波面が乱されて、正確に結像しなくなるためである。このような星像の見えぐあいをシーイングとよび、像の広がり、動き、明暗変化など、さまざまな要素を含む。定量的な研究上の観測は、シーイングのよい状況で行うことが望ましい。

　恒星観測は位置観測、測光観測、分光観測に大別される。実視連星の運動や固有運動の決定のために、直接画像を撮って連星の相対速度や遠方と考えられる天体との相対位置を測定するのが位置観測で、画像のゆがみなどに注意を要する。

　恒星からの放射の強度を1％もの精度で測定するのが測光観測で、電荷結合素子（CCD）電子映像や光電増倍管などを用いて行う。その際適当なフィルターを併用することによってさまざまな波長域や色帯を分別して行い、放射エネルギーの分布のようすを知ることができる。フィルターの帯域幅により、広帯域測光、狭帯域測光などと区別されるが、広帯域のものほど暗い星まで測れる。紫外域、青色域、実視域を組み合わせたUBV三色測光がもっとも代表的であるが、近赤外線域でのJHK測光も普及している。狭帯域測光は明るい星を詳しく調べるのに役だつ。大気や装置の影響を補正するために、標準星をあわせ観測して、相対値を決定するのが一般的である。また暗い星の場合には背景の空の明るさが無視できないので、星のすぐ近くの空についても同一の装置を用いて明るさを測定し、差し引く必要がある。

　恒星のスペクトルを調べる分光観測では、望遠鏡で集めた星の光を、それに接続した分光器に導く。スペクトル型の判定をする程度の分解能のものを低分散分光、また大気構造の解析を行える程度のものを高分散分光と呼び習わしている。低分散分光器はそれほど大型ではないので望遠鏡の筒端に接続できるが、高分散分光器の多くは大きな一部屋に相当する空間を占めるので、クーデ焦点やナスミス焦点などの固定焦点に設置される。回折格子(こうし)を用いた分光器では広い波長域のスペクトルが同時に得られるので、大気の状態の変化などにあまり左右されないが、ファブリ‐ペロー干渉計やマイケルソン干渉計などを用いた干渉計型分光器は時々刻々に測定する波長を変えていくので、安定した大気条件が必要である。

　恒星観測の場合には、望遠鏡口径を大きくすることによって集光力を増すとともに、焦点距離を長くすることによって目的の星の像を周囲からはっきりと区別できるようにすることがたいせつである。そのためにはできるだけシーイングのよい所に望遠鏡を設置することが望ましく、現在ではチリのアンデス山脈やハワイのマウナ・ケア山など2000～4000メートル級の気候のよい高地に、大望遠鏡が置かれている。さらには、地球大気の影響を逃れるために、宇宙空間に軌道望遠鏡を飛ばしている。

　最近の恒星観測の技術的進歩は目ざましく、とりわけ半導体技術の発展による二次元の固体撮像素子（CCDなど）の導入があげられる。従来の写真にかわって、光子のエネルギーを電気信号に変えて取り出せるため、直接に定量的、数値的に光量を測定できる。したがって、これを一定時間間隔ごとに積算を続けていけば、原理的にはいくらでも長時間の観測を行うことができる。電子計算機と結合することによって、データを記憶装置に蓄積させ、ようすをみながら観測したり、必要な量に変換させて取り出すこともできる。テレビのビデオ方式などに比べて、固体撮像検出方式は、位置の情報も精度が高いので、位置観測、スペクトル観測において優れている。また定量性もよいので、撮像観測をそのまま測光に応用することも可能である。

　20世紀なかばまでの恒星観測が可視域に限定されていたのに対し、現在では赤外域、紫外域、X線域、電波域の観測が行われ、恒星についての総合的な研究が可能となった。恒星の本体である光球からの放射はその多くのエネルギーを可視域に放出するが、高温の星では紫外域に、また低温度星は赤外域に放出する。原始星のほとんどは赤外線星である。一方、恒星進化の末期や活動星に見られる爆発や磁場のかかわる高エネルギー現象はX線や電波で観察される。低温度星周辺の星間分子や、高温度星周辺の電離雲も、電波観測の対象である。赤外線、紫外線、X線観測は、宇宙空間から行われる。

［小平桂一・安藤裕康］

恒星の名前

恒星のうち見かけの明るい星を目印として星座が設けられ、天空を区分している。通常は各星座ごとに明るい順にα(アルファ)、β(ベータ)、γ(ガンマ)……とギリシア文字のアルファベットを星座名に付してよんでいる。とくに明るい星にはアラビア式の固有名がつけられているが、こうした特別な命名の星は、全体からみればごくわずかである。一般には恒星は星表の番号によって同定される。見かけの明るさが6等星ぐらいまでの星ではBright Star CatalogueによってBSまたはHRの何番と書かれることが多い。9等星ぐらいになると『ヘンリー‐ドレーパー星表』Henry-Draper Catalogueまたは『ボン星表』Bonner DurchmusterungなどによってHDまたはBDの何番と書かれることが多い。恒星の位置に重きを置く場合は位置星表によって『Fundamentale Kataloge』のFK番号、『Smithsonian Astrophysical Observatory』の星表番号を用いる。変光星星表、視線速度星表、連星星表、輝線星星表、赤外線星探査星表、X線星探査星表、電波星探査星表など、特殊目的のための星表も多く、それぞれの星表番号で引用される。しかし最近では、探査によって新しい恒星を載録する必要が増加したため、番号をつけるかわりに、天球上の座標の概略値を用いるものが多くなった。これらの星表に載録されていないような暗い星の場合は、写真星図などによってその星を特定する。

［小平桂一・安藤裕康］

『杉本大一郎編『星の進化と終末』（1979・恒星社厚生閣）』▽『小平桂一編『恒星の世界』（1980・恒星社厚生閣）』▽『小平桂一著『恒星と銀河』（1982・産業図書）』▽『大沢清輝著『恒星の色』（1984・地人書館）』▽『『天文学界注目の75の銀河68の恒星――最先端装置で撮影、待望の精細画像』（2005・ニュートンプレス）』▽『野本憲一・定金晃三著『シリーズ現代の天文学　第7巻　恒星』（2009・日本評論社）』

[参照項目] | HR図 | 巨星 | 原始星 | 恒星干渉計 | 視線速度 | 主系列星 | スペクトル型 | 星図 | 星表 | 中性子星 | 超巨星 | 超新星 | 等級 | 白色矮星 | パルサー | ブラック・ホール | 変光星 | 星 | マイケルソン干渉計 | 連星 | 矮星 | 惑星

星の進化による内部構造の変化

超新星1987A
写真は、ALMA望遠鏡の電波観測画像（赤）、ハッブル宇宙望遠鏡の可視光画像（緑）、X線観測衛星「チャンドラ」の観測画像（青）を合成したもの©ALMA（ESO／NAOJ／NRAO）／A.Angelich.Visible light image:the NASA／ESA Hubble Space Telescope.X-Ray image:The NASA Chandra X-Ray Observatory">

超新星1987A

おうし座T星

ウォルフ‐ライエ星

出典　小学館　日本大百科全書(ニッポニカ)日本大百科全書(ニッポニカ)について　情報 | 凡例

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