導入
恒星物理学は、星を研究する天体物理学の分野です。それには、核物理学、原子物理学、分子物理学、熱力学、磁気流体力学、プラズマ物理学、放射線物理学、地震学の知識が含まれます。
歴史的
紀元前5 世紀。広告
アナクサゴラスは星を遠くにある溶岩と定義しています。
18世紀
イマヌエル・カントは、星を軽いガスで燃える巨大な火の球と定義しました。この場合、化学燃料が太陽エネルギーを供給できるのはせいぜい数千年だけだろう。
1804年
ドイツの物理学者ヨーゼフ・フォン・フラウンホーファーが分光器を発明しました。
1854年
ドイツの物理学者ヘルマン・フォン・ヘルムホルツは、滝のエネルギーによって発電される水力発電所のように、太陽は重力収縮からエネルギーを得ていると主張しています。この場合、年間 100 メートルの収縮により、太陽は 3,000 万年間輝くことができます。
19世紀（後半）
ヘルムホルツ、ケルビン、レーン、リッターによる星の構造の最初のモデル (静水力平衡におけるガス球に例えられる) の開発。
19世紀末
分光法の出現により、星の表面から放射される光の分析を通じて星の体系的な研究が可能になります。
1905年
アルバート・アインシュタインによる特殊相対性理論の発展。これは質量とエネルギーの等価性 (E=mc²) につながります。これにより、核融合などのより効率的なエネルギー源を検討することが可能になります。
1912年
Ejnar Hertzsprung と Henry Norris Russell は、温度と光度に基づいて星を分類しています。当時、この図を解釈するには十分な知識がありませんでした。
放射能を利用して地球上の岩石を年代測定すると、地球の年齢を数十億年と推定することが可能になります。したがって、重力収縮によって放出されるエネルギーは、決してこれほど長い時間スケールで太陽を輝かせることはできません。
1919年
ジャン・バティスト・ペランとアーサー・エディントンは、太陽のエネルギーは水素原子核間の核反応から生じるという考えを提唱しました。
1920年代後半
量子力学は白色矮星の性質を説明するのに役立ちます。
1930 年代初頭
スブラマニャン・チャンドラセカールは、白色矮星の質量が 1.4太陽質量(チャンドラセカールの質量制限) を超えることはできないことを実証しました。
同時に、ジェームズ・チャドウィックによる中性子の発見により、物理学者は中性子星（白色矮星の何千倍も密度が高く、よりコンパクトな星）の概念を想像するようになりました。
ほぼ即座に、フリッツ・ツヴィッキーは、中性子星は超新星爆発の残骸であり、古代から観察されてきた幻影であるという考えを提唱しました。
ツヴィッキーの直感は 40 年後の 1967 年のパルサー (高速回転する中性子星) の発見によって初めて確認されました。
1937年
星の中心部での核反応連鎖の発見。
浮かび上がってくる重要なアイデアは、 ヘルツシュプルング-ラッセル図の異なる星の間に進化的つながりが存在するということです。
核反応は徐々に化学組成を変化させるだけでなく、星の構造や外観も変化させます。
1957年
恒星元素合成に関する G. Burbidge、M. Burbidge、W. Fowler、F. Hoyle による記事。この論文は、星の中の元素の形成に関する理論的基礎を築いた最初のものでした。
この記事の正確さの顕著な証拠は、同年にテクネチウムの星のスペクトルで発見されたことによってもたらされた。テクネチウムの元素は、すべての同位体が放射性であり、半減期が100 万年程度である。まさに星の中心部。
1960年代
最初のコンピューターの出現により、星の進化のより正確なモデルが構築されました。これらの方法のほとんどは、現在でも使用されています。
1987年
現在のあらゆる技術を使用して大マゼラン雲内の超新星を観測することにより、星の生と死に関する理論を改善することが可能になります。