理解への情熱
中性子星とパルサー
一部の超新星事象の後に残る高密度で高速回転する残骸で、放射線のビームを放射します 大質量星がコア崩壊型超新星で生涯を終えると、そのコアは超高密度の天体である中性子星に収縮します。これらの残骸は原子核の密度を超え、太陽の質量を都市ほどの大きさの球体に詰め込んでいます。これらの中性子星の中には高速で回転し、強力な磁場を持つものがあり、これをパルサーと呼び、地球から検出可能な放射線のビームを放射します。本記事では、中性子星とパルサーの形成過程、宇宙における彼らの独自性、そして彼らのエネルギッシュな放射が物質の極限における極端な物理学への洞察をどのように与えるかを探ります。 1. 超新星後の形成 1.1 コア崩壊と中性子化 高質量星（> 8～10 M⊙）は最終的に、もはや発熱的な核融合を維持できない鉄のコアを形成します。コアの質量がチャンドラセカール限界（約1.4 M⊙）に近づくか超えると、電子縮退圧が失敗し、コア崩壊が引き起こされます。数ミリ秒の間に： 崩壊するコアは陽子と電子を中性子に圧縮します（逆ベータ崩壊によって）。 中性子縮退圧は、コアの質量が約2～3 M⊙未満であれば、さらなる崩壊を止めます。 反発ショックまたはニュートリノ駆動爆発により、星の外層が宇宙空間に放出され、コア崩壊型超新星となります[1,2]。 中央にあるのは中性子星で、半径は通常約10～12 kmですが、質量は1～2太陽質量です。 1.2 質量と状態方程式 正確な中性子星の質量限界（「トルマン–オッペンハイマー–ヴォルコフ」限界）は正確にはわかっていませんが、通常は2～2.3 M⊙です。この閾値を超えると、コアはさらに崩壊してブラックホールになります。中性子星の構造は核物理学と超高密度物質の状態方程式に依存しており、これは天体物理学と核物理学が融合する活発な研究分野です[3]。 2. 構造と組成 2.1 中性子星の層 中性子星は層状構造を持つ： 外殻：原子核の格子と縮退電子からなり、中性子滴下密度まで。 内殻：中性子に富む物質で、「核パスタ」相を含む可能性がある。 コア：主に超核密度の中性子（およびハイペロンやクォークのようなエキゾチックな粒子の可能性）。 密度は10を超えることがある14 g...
中性子星とパルサー
一部の超新星事象の後に残る高密度で高速回転する残骸で、放射線のビームを放射します 大質量星がコア崩壊型超新星で生涯を終えると、そのコアは超高密度の天体である中性子星に収縮します。これらの残骸は原子核の密度を超え、太陽の質量を都市ほどの大きさの球体に詰め込んでいます。これらの中性子星の中には高速で回転し、強力な磁場を持つものがあり、これをパルサーと呼び、地球から検出可能な放射線のビームを放射します。本記事では、中性子星とパルサーの形成過程、宇宙における彼らの独自性、そして彼らのエネルギッシュな放射が物質の極限における極端な物理学への洞察をどのように与えるかを探ります。 1. 超新星後の形成 1.1 コア崩壊と中性子化 高質量星（> 8～10 M⊙）は最終的に、もはや発熱的な核融合を維持できない鉄のコアを形成します。コアの質量がチャンドラセカール限界（約1.4 M⊙）に近づくか超えると、電子縮退圧が失敗し、コア崩壊が引き起こされます。数ミリ秒の間に： 崩壊するコアは陽子と電子を中性子に圧縮します（逆ベータ崩壊によって）。 中性子縮退圧は、コアの質量が約2～3 M⊙未満であれば、さらなる崩壊を止めます。 反発ショックまたはニュートリノ駆動爆発により、星の外層が宇宙空間に放出され、コア崩壊型超新星となります[1,2]。 中央にあるのは中性子星で、半径は通常約10～12 kmですが、質量は1～2太陽質量です。 1.2 質量と状態方程式 正確な中性子星の質量限界（「トルマン–オッペンハイマー–ヴォルコフ」限界）は正確にはわかっていませんが、通常は2～2.3 M⊙です。この閾値を超えると、コアはさらに崩壊してブラックホールになります。中性子星の構造は核物理学と超高密度物質の状態方程式に依存しており、これは天体物理学と核物理学が融合する活発な研究分野です[3]。 2. 構造と組成 2.1 中性子星の層 中性子星は層状構造を持つ： 外殻：原子核の格子と縮退電子からなり、中性子滴下密度まで。 内殻：中性子に富む物質で、「核パスタ」相を含む可能性がある。 コア：主に超核密度の中性子（およびハイペロンやクォークのようなエキゾチックな粒子の可能性）。 密度は10を超えることがある14 g...
高質量星：超巨星とコア崩壊型超新星
高質量星が核燃料を急速に燃焼し爆発する過程と、それが周囲に与える影響 低質量星が比較的穏やかに赤色巨星や白色矮星へ進化するのに対し、高質量星（≥8 M⊙）は劇的かつ短命な経路をたどります。これらは核燃料を急速に使い果たし、明るい超巨星へ膨張し、最終的に破滅的なコア崩壊型超新星を起こして莫大なエネルギーを放出します。この輝かしい爆発は星の寿命を終わらせるだけでなく、重元素や衝撃波を星間物質（ISM）に供給し、宇宙進化に重要な役割を果たします。本稿では、これら高質量星の主系列から超巨星段階への進化を追い、最終的に中性子星やブラックホールを形成する爆発的なコア崩壊を解説し、これらの現象が銀河にどのように波及するかを論じます。 1. 高質量星の定義 1.1 質量範囲と初期条件 “高質量星”は一般に初期質量が8–10 M⊙以上の星を指します。これらの星は: 核内での急速な水素融合により、主系列での寿命はより短く（数百万年程度）なります。 しばしば巨大分子雲複合体で形成され、通常は星団の一部として存在します。 [10]は強い恒星風と高い光度を示し、局所のISM条件に大きな影響を与えます。 この広い分類の中で、最も質量の大きい星（O型、≥20–40 M⊙）は、最終崩壊前に風によって莫大な質量を失い、後期段階でWolf–Rayet星を形成する可能性があります。 1.2 急速な主系列燃焼 誕生時、高質量星の核温度は約1.5×107 Kまで上昇し、陽子-陽子連鎖よりもCNOサイクルが水素融合で優勢になります。CNOサイクルの強い温度依存性により非常に高い光度が生じ、強烈な放射圧と主系列での短い寿命をもたらします[1,2]。 2. 主系列後期: 超巨星への進化 2.1 核水素枯渇 核水素が使い果たされると、星は主系列から離れます: 核収縮: 不活性なヘリウム核の周りの水素燃焼殻に融合が移行すると、ヘリウム核は収縮して加熱され、一方で外層は膨張します。 超巨星段階: 星の外層は膨張し、時には太陽の半径の数百倍にもなり、赤色超巨星（RSG）または一部の金属量／質量条件下で青色超巨星（BSG）となります。 星は質量損失率、内部混合、または殻燃焼エピソードに応じて、RSGとBSGの状態を行き来することがあります。 2.2...
高質量星：超巨星とコア崩壊型超新星
高質量星が核燃料を急速に燃焼し爆発する過程と、それが周囲に与える影響 低質量星が比較的穏やかに赤色巨星や白色矮星へ進化するのに対し、高質量星（≥8 M⊙）は劇的かつ短命な経路をたどります。これらは核燃料を急速に使い果たし、明るい超巨星へ膨張し、最終的に破滅的なコア崩壊型超新星を起こして莫大なエネルギーを放出します。この輝かしい爆発は星の寿命を終わらせるだけでなく、重元素や衝撃波を星間物質（ISM）に供給し、宇宙進化に重要な役割を果たします。本稿では、これら高質量星の主系列から超巨星段階への進化を追い、最終的に中性子星やブラックホールを形成する爆発的なコア崩壊を解説し、これらの現象が銀河にどのように波及するかを論じます。 1. 高質量星の定義 1.1 質量範囲と初期条件 “高質量星”は一般に初期質量が8–10 M⊙以上の星を指します。これらの星は: 核内での急速な水素融合により、主系列での寿命はより短く（数百万年程度）なります。 しばしば巨大分子雲複合体で形成され、通常は星団の一部として存在します。 [10]は強い恒星風と高い光度を示し、局所のISM条件に大きな影響を与えます。 この広い分類の中で、最も質量の大きい星（O型、≥20–40 M⊙）は、最終崩壊前に風によって莫大な質量を失い、後期段階でWolf–Rayet星を形成する可能性があります。 1.2 急速な主系列燃焼 誕生時、高質量星の核温度は約1.5×107 Kまで上昇し、陽子-陽子連鎖よりもCNOサイクルが水素融合で優勢になります。CNOサイクルの強い温度依存性により非常に高い光度が生じ、強烈な放射圧と主系列での短い寿命をもたらします[1,2]。 2. 主系列後期: 超巨星への進化 2.1 核水素枯渇 核水素が使い果たされると、星は主系列から離れます: 核収縮: 不活性なヘリウム核の周りの水素燃焼殻に融合が移行すると、ヘリウム核は収縮して加熱され、一方で外層は膨張します。 超巨星段階: 星の外層は膨張し、時には太陽の半径の数百倍にもなり、赤色超巨星（RSG）または一部の金属量／質量条件下で青色超巨星（BSG）となります。 星は質量損失率、内部混合、または殻燃焼エピソードに応じて、RSGとBSGの状態を行き来することがあります。 2.2...
低質量星：赤色巨星と白色矮星
コアの水素枯渇後の太陽型星の進化経路、最終的にコンパクトな白色矮星となる 太陽型星やその他の低質量星（おおよそ≤8 M⊙）が主系列段階を終えると、超新星爆発は起こりません。代わりに、より穏やかでありながら劇的な経路をたどります：赤色巨星へと膨張し、コアでヘリウムを点火し、最終的に外層を放出してコンパクトな白色矮星を残します。この過程は宇宙のほとんどの星の運命を支配しており、私たちの太陽も含まれます。以下では、低質量星の主系列後の進化の各段階を探り、これらの変化が星の内部構造、光度、そして最終的な終末状態をどのように変えるかを明らかにします。 1. 低質量星の進化の概要 1.1 質量範囲と寿命 「低質量」と考えられる星は通常、約0.5から8太陽質量の範囲にわたりますが、正確な境界はヘリウム点火の詳細や最終的なコア質量に依存します。この質量範囲内では： コア崩壊型超新星は起こりにくいです。これらの星は鉄コアを形成して崩壊するほど質量が大きくありません。 白色矮星残骸が最終的な結果です。 長い主系列寿命: 0.5 M⊙付近の低質量星は数百億年の主系列寿命を持ち、太陽のような1 M⊙の星は約100億年です[1]。 1.2 主系列後の進化の概要 コア水素枯渇後、星は複数の重要な段階を経て移行します: 水素殻燃焼: ヘリウムコアが収縮する一方で、水素燃焼殻がエンベロープを膨張させ、赤色巨星になります。 ヘリウム点火: コア温度が十分に高くなると（約108 K）、ヘリウム融合が始まり、時に「ヘリウムフラッシュ」として爆発的に起こります。 漸近巨星分枝 (AGB): 炭素-酸素コアの上でのヘリウムおよび水素殻燃焼を含む後期燃焼段階。 惑星状星雲放出: 星の外層が穏やかに放出され、美しい星雲を形成し、コアは白色矮星として残ります[2]。 2. 赤色巨星段階 2.1...
低質量星：赤色巨星と白色矮星
コアの水素枯渇後の太陽型星の進化経路、最終的にコンパクトな白色矮星となる 太陽型星やその他の低質量星（おおよそ≤8 M⊙）が主系列段階を終えると、超新星爆発は起こりません。代わりに、より穏やかでありながら劇的な経路をたどります：赤色巨星へと膨張し、コアでヘリウムを点火し、最終的に外層を放出してコンパクトな白色矮星を残します。この過程は宇宙のほとんどの星の運命を支配しており、私たちの太陽も含まれます。以下では、低質量星の主系列後の進化の各段階を探り、これらの変化が星の内部構造、光度、そして最終的な終末状態をどのように変えるかを明らかにします。 1. 低質量星の進化の概要 1.1 質量範囲と寿命 「低質量」と考えられる星は通常、約0.5から8太陽質量の範囲にわたりますが、正確な境界はヘリウム点火の詳細や最終的なコア質量に依存します。この質量範囲内では： コア崩壊型超新星は起こりにくいです。これらの星は鉄コアを形成して崩壊するほど質量が大きくありません。 白色矮星残骸が最終的な結果です。 長い主系列寿命: 0.5 M⊙付近の低質量星は数百億年の主系列寿命を持ち、太陽のような1 M⊙の星は約100億年です[1]。 1.2 主系列後の進化の概要 コア水素枯渇後、星は複数の重要な段階を経て移行します: 水素殻燃焼: ヘリウムコアが収縮する一方で、水素燃焼殻がエンベロープを膨張させ、赤色巨星になります。 ヘリウム点火: コア温度が十分に高くなると（約108 K）、ヘリウム融合が始まり、時に「ヘリウムフラッシュ」として爆発的に起こります。 漸近巨星分枝 (AGB): 炭素-酸素コアの上でのヘリウムおよび水素殻燃焼を含む後期燃焼段階。 惑星状星雲放出: 星の外層が穏やかに放出され、美しい星雲を形成し、コアは白色矮星として残ります[2]。 2. 赤色巨星段階 2.1...
核融合経路
Proton-proton chain vs. CNO cycle, and how core temperature and mass determine fusion processes 輝くすべての主系列星の中心には融合エンジンがあり、軽い核が結合して重い元素を形成し、膨大なエネルギーを放出します。星の中心で起こる特定の核反応は、その質量、中心温度、および化学組成に大きく依存します。太陽と同程度かそれ以下の星では、陽子-陽子（p–p）チェーンが水素融合を支配し、質量が大きくより高温の星は炭素、窒素、酸素の同位体を含む触媒的過程であるCNOサイクルに依存します。これらの異なる融合経路を理解することは、星がどのようにして巨大な光度を生み出し、なぜ質量の大きい星がより速く明るく燃え、しかしはるかに短命であるかを明らかにします。 この記事では、p–p チェーン融合の基本を掘り下げ、CNOサイクルを説明し、中心温度と星の質量がどの経路で星の安定した水素燃焼段階を支えるかを決定するかを解説します。また、両プロセスの観測的証拠を探り、星の内部条件の変化が宇宙時間を通じて融合経路のバランスをどのように変えるかを考察します。 1. 文脈：星の中心における水素融合 1.1 水素融合の中心的役割 主系列星はその中心での水素融合によって安定した光度を保ち、これが重力崩壊と釣り合う外向きの放射圧を提供します。この段階では： 水素（最も豊富な元素）がヘリウムに融合します。 質量 → エネルギー：ごくわずかな質量がエネルギー（E=mc2）に変換され、光子、中性微子、熱運動として放出されます。 星の総質量はその中心温度と密度を決定し、どの融合経路が可能かまたは支配的かを決めます。低温の中心（太陽の約1.3×107 Kのような）では、p–p チェーンが最も効率的です。より高温で質量の大きい星（中心温度≳1.5×107 K）では、CNOサイクルがp–p...
核融合経路
Proton-proton chain vs. CNO cycle, and how core temperature and mass determine fusion processes 輝くすべての主系列星の中心には融合エンジンがあり、軽い核が結合して重い元素を形成し、膨大なエネルギーを放出します。星の中心で起こる特定の核反応は、その質量、中心温度、および化学組成に大きく依存します。太陽と同程度かそれ以下の星では、陽子-陽子（p–p）チェーンが水素融合を支配し、質量が大きくより高温の星は炭素、窒素、酸素の同位体を含む触媒的過程であるCNOサイクルに依存します。これらの異なる融合経路を理解することは、星がどのようにして巨大な光度を生み出し、なぜ質量の大きい星がより速く明るく燃え、しかしはるかに短命であるかを明らかにします。 この記事では、p–p チェーン融合の基本を掘り下げ、CNOサイクルを説明し、中心温度と星の質量がどの経路で星の安定した水素燃焼段階を支えるかを決定するかを解説します。また、両プロセスの観測的証拠を探り、星の内部条件の変化が宇宙時間を通じて融合経路のバランスをどのように変えるかを考察します。 1. 文脈：星の中心における水素融合 1.1 水素融合の中心的役割 主系列星はその中心での水素融合によって安定した光度を保ち、これが重力崩壊と釣り合う外向きの放射圧を提供します。この段階では： 水素（最も豊富な元素）がヘリウムに融合します。 質量 → エネルギー：ごくわずかな質量がエネルギー（E=mc2）に変換され、光子、中性微子、熱運動として放出されます。 星の総質量はその中心温度と密度を決定し、どの融合経路が可能かまたは支配的かを決めます。低温の中心（太陽の約1.3×107 Kのような）では、p–p チェーンが最も効率的です。より高温で質量の大きい星（中心温度≳1.5×107 K）では、CNOサイクルがp–p...
主系列星：水素融合
星が核で水素を融合させ、重力崩壊と放射圧のバランスをとる長く安定した段階 ほぼすべての星の生涯の中心には、主系列があります。これは、星の核での安定した水素核融合によって定義される期間です。この長期にわたる段階では、核融合からの外向きの放射圧が内向きの重力引力と釣り合い、星に長い平衡状態と安定した光度の時代をもたらします。微小な赤色矮星が何兆年もかすかに輝く場合でも、巨大なO型星がわずか数百万年だけ激しく燃える場合でも、水素核融合に達したすべての星は主系列上にあると言われます。この記事では、水素核融合がどのように起こるのか、なぜ主系列星がこのような安定性を享受するのか、そして質量が彼らの最終的な運命をどのように決定するのかを解説します。 1. 主系列の定義 1.1 ハーツシュプルング–ラッセル (H–R) 図 星の位置はH–R図（光度（または絶対等級）と表面温度（またはスペクトル型）をプロットしたもの）で示され、しばしばその進化段階を示します。中心核で水素を融合している星は、主系列と呼ばれる斜めの帯に集まります： 高温で明るい星は左上（O型、B型）に位置します。 より冷たく、暗い星は右下（K型、M型）に位置します。 原始星が中心核水素融合を開始すると、ゼロ歳主系列（ZAMS）に「到達」します。そこからは、その質量が主に光度、温度、主系列寿命を決定します[1]。 1.2 安定性の鍵 主系列星はバランスを保ちます—中心核の水素融合によって生じる放射圧が星の重力による重さと正確に釣り合います。この安定した平衡状態は中心核の水素が大幅に枯渇するまで維持されます。その結果、主系列は通常、星の全寿命の70～90%を占め、より劇的な後期進化の前の「黄金時代」となります。 2. 中心核水素融合：内部のエンジン 2.1 陽子-陽子連鎖 約1太陽質量以下の星では、陽子-陽子（p–p）連鎖が中心核融合を支配します： 陽子は融合して重水素を形成し、陽電子とニュートリノを放出します。 重水素は別の陽子と融合して3Heを生成します。 2つの 3He核が結合し、 4Heと結合し、2つの陽子を放出します。 より低温で質量の小さい星は中心核温度が低いため（約107 Kから数107 K)、p–p連鎖はこれらの条件下でより効率的です。各反応段階は控えめなエネルギーを放出しますが、これらの出来事が累積して太陽のような、またはそれ以下の星を駆動し、数十億年にわたる安定した光度を保証します[2]。 2.2 大質量星におけるCNOサイクル...
主系列星：水素融合
星が核で水素を融合させ、重力崩壊と放射圧のバランスをとる長く安定した段階 ほぼすべての星の生涯の中心には、主系列があります。これは、星の核での安定した水素核融合によって定義される期間です。この長期にわたる段階では、核融合からの外向きの放射圧が内向きの重力引力と釣り合い、星に長い平衡状態と安定した光度の時代をもたらします。微小な赤色矮星が何兆年もかすかに輝く場合でも、巨大なO型星がわずか数百万年だけ激しく燃える場合でも、水素核融合に達したすべての星は主系列上にあると言われます。この記事では、水素核融合がどのように起こるのか、なぜ主系列星がこのような安定性を享受するのか、そして質量が彼らの最終的な運命をどのように決定するのかを解説します。 1. 主系列の定義 1.1 ハーツシュプルング–ラッセル (H–R) 図 星の位置はH–R図（光度（または絶対等級）と表面温度（またはスペクトル型）をプロットしたもの）で示され、しばしばその進化段階を示します。中心核で水素を融合している星は、主系列と呼ばれる斜めの帯に集まります： 高温で明るい星は左上（O型、B型）に位置します。 より冷たく、暗い星は右下（K型、M型）に位置します。 原始星が中心核水素融合を開始すると、ゼロ歳主系列（ZAMS）に「到達」します。そこからは、その質量が主に光度、温度、主系列寿命を決定します[1]。 1.2 安定性の鍵 主系列星はバランスを保ちます—中心核の水素融合によって生じる放射圧が星の重力による重さと正確に釣り合います。この安定した平衡状態は中心核の水素が大幅に枯渇するまで維持されます。その結果、主系列は通常、星の全寿命の70～90%を占め、より劇的な後期進化の前の「黄金時代」となります。 2. 中心核水素融合：内部のエンジン 2.1 陽子-陽子連鎖 約1太陽質量以下の星では、陽子-陽子（p–p）連鎖が中心核融合を支配します： 陽子は融合して重水素を形成し、陽電子とニュートリノを放出します。 重水素は別の陽子と融合して3Heを生成します。 2つの 3He核が結合し、 4Heと結合し、2つの陽子を放出します。 より低温で質量の小さい星は中心核温度が低いため（約107 Kから数107 K)、p–p連鎖はこれらの条件下でより効率的です。各反応段階は控えめなエネルギーを放出しますが、これらの出来事が累積して太陽のような、またはそれ以下の星を駆動し、数十億年にわたる安定した光度を保証します[2]。 2.2 大質量星におけるCNOサイクル...
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： 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。 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。 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:...
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： 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。 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。 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:...