Molecular Clouds and Protostars

分子雲と原始星

星のゆりかごである冷たく密なガスと塵の雲がどのように崩壊して新しい星を形成するか

星々の間の一見空虚に見える広大な空間の中で、巨大な分子ガスと塵の雲が静かに浮かんでいます—分子雲。これらの冷たく暗い星間物質（ISM）の領域は、星の誕生の場です。その中で、重力が物質を十分に集中させて核融合を点火し、星の長い生涯を始めさせます。数十パーセクにわたる拡散した巨大分子複合体からコンパクトで密なコアまで、これらの星のゆりかごは銀河の星の集団を更新するために不可欠であり、低質量の赤色矮星や、いつか明るく輝くO型またはB型星となる高質量の原始星の両方を形成します。この記事では、分子雲の性質、それらがどのように崩壊して原始星を形成するか、そして星形成の基本的な過程を形作る物理学—重力、乱流、磁場—の繊細な相互作用を検証します。

1. 分子雲：星形成のゆりかご

1.1 組成と条件

分子雲は主に水素分子（H2）で構成されており、ヘリウムや微量の重元素（C、O、Nなど）も含みます。塵粒子が星光を吸収・散乱するため、光学波長では通常暗く見えます。典型的なパラメータ：

  • 温度：高密度領域では約10～20 Kで、分子が結合状態を保つのに十分低温です。
  • 密度：数百から数百万個の粒子毎立方センチメートル（例：平均ISMの百万倍の密度）まで。
  • 質量：雲の質量は数太陽質量から106 M⊙を超える巨大分子雲（GMCs）までさまざまです [1,2]。

このような低温かつ高密度の環境は分子の形成と持続を可能にし、重力が熱圧力を克服できる遮蔽された環境を提供します。

1.2 巨大分子雲とサブ構造

巨大分子雲—数十パーセクにわたる—は複雑なサブ構造を持ちます：フィラメント、高密度塊、およびコア。これらのサブ領域は重力的不安定であり、原始星や小さな星団に崩壊します。ミリ波やサブミリ波望遠鏡（例：ALMA）による観測は、星形成が集中する複雑なフィラメント状ネットワークを明らかにしています [3]。分子線（CO、NH3、HCO+）や塵の連続スペクトルマップは、コラム密度、温度、運動学を測定し、サブ領域がどのように断片化または崩壊しているかを示します。

1.3 雲の崩壊のトリガー

重力だけでは大規模な崩壊を開始するのに十分でない場合があります。追加の「トリガー」には以下が含まれます：

  1. 超新星衝撃波：膨張する超新星残骸が近傍のガスを圧縮することがあります。
  2. H II領域の膨張：大質量星からの電離放射線が中性物質の殻を掃き寄せ、それらを隣接する分子雲に押し込みます。
  3. 渦巻密度波：銀河円盤では、通過する渦巻腕がガスを圧縮し、巨大な雲や最終的には星団を形成します [4]。

すべての星形成が外部のトリガーを必要とするわけではありませんが、これらのプロセスは、そうでなければぎりぎり安定している領域での断片化や重力崩壊を加速させることがあります。

2. 崩壊の開始：コア形成

2.1 重力不安定性

分子雲の一部の内部質量と密度がJeans質量（重力が熱圧力を上回る臨界質量）を超えると、その領域は崩壊できる。Jeans質量は温度と密度に比例して次のようにスケールする:

MJ ∝ (T3/2) / (ρ1/2).

典型的な冷たく高密度なコアでは、熱的または乱流的圧力が重力収縮に抵抗しようとし、星形成を開始する[5]。

2.2 乱流と磁場の役割

乱流は分子雲にランダムな運動を注入し、時には即時の崩壊に対抗するが、局所的な圧縮を促進して高密度コアの種をまく。一方、磁場は磁力線が雲を貫く場合に追加の支持を提供できる。偏光した塵の放射やZeeman分裂の観測で磁場強度が測定される。乱流、磁気、重力の相互作用がこれら巨大雲における星形成の速度と効率を決定することが多い[6]。

2.3 断片化とクラスター

収縮が進むと、単一の雲が複数の高密度コアに断片化することがある。これにより、ほとんどの星がクラスターやグループで形成される理由が説明できる—共有された誕生環境は数個の原始星から数千のメンバーを持つ豊富な星団まで様々である。クラスターは亜星的な褐色矮星から巨大なO型原始星まで幅広い質量の星を含み、すべて同じGMC内でほぼ同時に形成される。

3. 原始星の形成と段階

3.1 高密度コアから原始星へ

最初に、雲の中心の高密度コアが自身の放射に対して不透明になる。さらに収縮すると、重力エネルギーが放出され、誕生間もない原始星を加熱する。この天体はまだ塵の包絡に埋もれており、水素の核融合は始まっていない—その光度は主に重力収縮から来ている。観測的には、初期段階の原始星は赤外線およびサブミリ波波長で現れ、光学的には重い塵の減光のために見えにくい[7]。

3.2 観測クラス（クラス0、I、II、III）

天文学者は原始星をその塵の放射のスペクトルエネルギー分布によって分類する:

  • クラス0: 最も初期の段階。原始星は包絡に深く埋もれており、降着率は高く、ほとんどまたは全く星光が直接逃げない。
  • クラスI: 包絡質量は依然として重要だがクラス0に比べて減少している。原始星円盤が現れる。
  • クラスII: しばしばT Tauri星（低質量）またはHerbig Ae/Be星（中間質量）として識別される。これらはかなりの円盤を示すが、包絡は少なく、可視光または近赤外線の放射が支配的である。
  • クラスIII: ほぼ円盤を持たない前主系列星。この系はほぼ完全に形成された星に近く、わずかな残存円盤のみを持つ。

これらのカテゴリーは、星が深く覆われた幼年期からより露出した前主系列星へ、最終的には主系列で水素を燃焼するまでの経路をたどります [8]。

3.3 双極アウトフローとジェット

原始星は一般に、回転軸に沿って双極ジェットや集束したアウトフローを放出し、これは降着円盤内の磁気流体力学的過程によって駆動されていると考えられます。これらのジェットは周囲のエンベロープに空洞を掘り、壮観なハービッグ・ハロー天体を形成します。同時に、より遅く広角のアウトフローは落下ガスから余分な角運動量を除去し、原始星の過度な高速回転を防ぎます。

4. 降着円盤と角運動量

4.1 円盤の形成

雲のコアが崩壊すると、角運動量保存により落下する物質は回転する周囲円盤に落ち着きます。この円盤はガスと塵で構成され、半径は数十から数百AUに及びます。時間とともに、この円盤は惑星形成が起こる原始惑星系円盤へと進化する可能性があります。

4.2 円盤の進化と降着率

円盤から原始星への降着は円盤の粘性とMHD乱流（「アルファ円盤」モデル）によって制御されます。典型的な原始星の質量降着率は10−6–10−5 M⊙ yr−1、星が最終質量に近づくにつれて減少します。サブミリ波長での円盤の熱放射を観測することで円盤質量や半径構造を測定でき、分光観測により星の表面近くの降着ホットスポットを明らかにできます。

5. 大質量星の形成

5.1 大質量原始星の課題

大質量のO型またはB型星を形成することは、追加の複雑さを伴います：

  • 放射圧：高輝度の原始星は強い外向きの放射を放ち、降着を停止させることがあります。
  • 短いケルビン・ヘルムホルツ時間スケール：大質量星はコア温度が急速に上昇し、まだ降着中に核融合を点火します。
  • クラスター環境：大質量星は通常、密集したクラスターの中心部で形成され、そこでの相互作用や相互フィードバック（電離放射、アウトフロー）がガスの形状を決定します [9]。

5.2 競合的降着とフィードバック

混雑したクラスター環境では、複数の原始星が同じガス貯蔵庫を争います。新たに形成された高質量星からの電離光子や恒星風は隣接するコアを光蒸発させ、その星形成を変化または終了させることがあります。これらの障害にもかかわらず、高質量星は形成されますが数は少なく、星形成領域のエネルギーと元素豊富化の主要な源となります。

6. 星形成率と効率

6.1 銀河全体のSFR

銀河規模では、星形成率（SFR）はガスの面密度と相関し、これはKennicutt–Schmidtの法則として知られています。渦巻腕や棒構造の分子領域は巨大な星形成複合体を生み出すことがあります。矮不規則銀河や低密度環境では星形成はより散発的です。一方、星形成爆発銀河は相互作用や流入によって引き起こされる激しく短命な星形成エピソードを経験することがあります[10]。

6.2 星形成効率（SFE）

分子雲のすべての質量が星になるわけではありません。観測によると、単一の雲における星形成効率（SFE）は数パーセントから数十パーセント程度です。原始星のアウトフロー、放射、超新星からのフィードバックが残留ガスを分散または加熱し、さらなる崩壊を抑制します。その結果、星形成は自己調整的な過程であり、一度に雲全体を星に変えることは稀です。

7. 原始星の寿命と主系列の開始

7.1 時間スケール

 

  • 原始星段階: 低質量の原始星は、コア水素核融合が始まる前に数百万年かけて収縮と降着を続けることがあります。
  • Tタウリ／前主系列: この明るい前主系列段階は、星が零齢主系列（ZAMS）で安定するまで続きます。
  • より高い質量: より質量の大きい原始星はより速く崩壊し水素を点火し、原始星段階と主系列段階を数十万年以内に急速に橋渡しします。

7.2 水素核融合の点火

コアの温度と圧力が臨界値（約1000万K、約1太陽質量の星の陽子-陽子連鎖反応に相当）に達すると、コア水素核融合が始まります。星はその後主系列に落ち着き、質量に応じて数百万年から数十億年にわたり安定して放射します。

8. 現在の研究と今後の方向性

8.1 高解像度イメージング

強力な望遠鏡であるALMA、JWST、および大規模な地上望遠鏡（適応光学付き）は、原始星の周囲の塵の繭を貫通し、円盤の運動学、アウトフロー構造、分子雲における最初期の断片化を明らかにします。感度と角度分解能のさらなる向上により、小規模な乱流、磁場、円盤過程が星の誕生時にどのように相互作用するかの理解が深まるでしょう。

8.2 詳細な化学

星形成領域は複雑な化学ネットワークを有し、複雑な有機分子や前生物学的化合物などの分子を形成します。これらの線をサブミリ波や電波スペクトルで観測することで、天体化学者は高密度コアの進化段階を、最初の崩壊から原始惑星系円盤の形成まで追跡できます。これは惑星系が初期の揮発性物質をどのように組み立てるかという謎に結びついています。

8.3 大規模環境の役割

銀河環境—渦巻腕の衝撃、バードリブンの流入、または銀河相互作用による外部からの圧縮—は星形成率を体系的に変化させる可能性があります。近赤外の塵マッピング、CO線フラックス、星団集団を組み合わせた将来の多波長サーベイは、分子雲の形成とその後の崩壊が銀河全体のスケールでどのように進行するかを明らかにするでしょう。

9. 結論

分子雲の崩壊は星のライフサイクルにおける重要な出発点であり、冷たく塵に覆われた星間ガスの塊を最終的に核融合を点火し、光、熱、重元素で銀河を豊かにする原始星へと変えます。巨大な雲を断片化させる重力不安定性から、円盤降着や原始星のアウトフローの詳細に至るまで、星の誕生は乱流、磁場、環境によって形作られる多段階で複雑な過程です。

孤立して形成される場合でも高密度クラスター内で形成される場合でも、コア崩壊から主系列星への道筋は宇宙のすべての星形成の基盤です。Class 0天体のかすかな輝きから明るいTタウリやHerbig Ae/Be段階に至るまでのこれら最初期の段階を理解することは、先進的な観測と高度なシミュレーションを駆使しながら天体物理学の中心的な課題であり続けています。星間ガスと完全に形成された星の間のギャップを埋める中で、分子雲と原始星は銀河を生かし続ける基本的な過程を照らし出し、無数の恒星の周りに惑星、そして潜在的には生命が誕生する道を開きます。

References and Further Reading

  1. Blitz, L., & Williams, J. P. (1999). 分子雲の起源と進化。In Protostars and Planets IV (eds. Mannings, V., Boss, A. P., Russell, S. S.)、アリゾナ大学出版、3–26.
  2. McKee, C. F., & Ostriker, E. C. (2007). 「星形成の理論」 Annual Review of Astronomy and Astrophysics、45、565–687.
  3. André, P., Di Francesco, J., Ward-Thompson, D., et al. (2014). 「分子雲におけるフィラメント状ネットワークから高密度コアへ」 Protostars and Planets VI、アリゾナ大学出版、27–51.
  4. Elmegreen, B. G. (2002). 「交差する渦巻き波における星形成」 The Astrophysical Journal, 577, 206–210.
  5. Jeans, J. H. (1902). 「球状星雲の安定性」 Philosophical Transactions of the Royal Society A, 199, 1–53.
  6. Crutcher, R. M. (2012). 「分子雲における磁場」 Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 29–63.
  7. Shu, F., Adams, F. C., & Lizano, S. (1987). 「分子雲における星形成：観測と理論」 Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 23–81.
  8. Lada, C. J. (1987). 「星形成 – OB協会から原始星へ」 IAU Symposium, 115, 1–17.
  9. Zinnecker, H., & Yorke, H. W. (2007). 「大質量星形成の理解に向けて」 Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45, 481–563.
  10. Kennicutt, R. C., & Evans, N. J. (2012). 「天の川銀河と近傍銀河における星形成」 Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 531–608.

 

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