星形成

星形成 （ほしけいせい、英 : star formation ）は、高密度の分子雲が重力で?縮して球?のプラズマとなり恒星が形成される過程のことをいう。星形成?究は天文? の一分野であり、星形成の前段階としての星間物質 ? 巨大分子雲の?究や、その生成物としての若い恒星や惑星形成の?究とも?連する分野である。星形成の理論は一恒星の形成ばかりではなく、連星の統計的?究や初期質量?? を?明するものでもある。

理論的大? [ 編集 ]

星形成に?する現在の理論によれば、分子雲のコア（高密度領域）は重力的に不安定で?片化し、?縮を始める（自?的星形成）か、超新星爆?などのような高エネルギ?を?生する天文現象の衝?波が引き金になって（誘?的星形成）付近の星雲で星形成が始まる。この重力?縮の段階で重力エネルギ? の一部は赤外線で放射され、?りは?縮が加速する物?の中心部で?度を上昇させる。物質の降着は星周円盤形成の過程でも進行する。密度と?度が十分に上昇すると重水素の核融合がはじまり、これにより?生する電磁波の輻射? で?縮の速度は低下する（が停止はしない）。星雲を構成する物質は次?と原始星に降着する。この段階で?極分子流が?生するが、その原因は降り注ぐ物質の角運動量の影響とみられる。最後に原始星の核で水素が核融合を始めると、これを取り?く物質が吹き?われる。

原始星は成長過程で HR? 上の林トラックを?る ^[1]。?縮は林トラックの末端まで?くが、その後はケルビン?ヘルムホルツ?縮の時間尺度で?縮が??し?度は安定する。この段階で0.5 太陽質量未?の恒星は主系列に合流する。これより質量が大きな原始星は、林トラックの終わりから靜水? 平衡に近い?態でゆっくり?縮を?け、ヘニエイトラックに移行する ^[2]。

星形成の過程と段階は1太陽質量程度以下ではよく解明されている。しかし大質量星では星形成過程の時間が星の進化の時間スケ?ル全?からみて短期間に過ぎず、その過程そのものもまだ十分わかっていない。原始星が成長して主系列に合流して以後の進化は恒星進化論の?究領域となる。

?測 [ 編集 ]

星形成の鍵を握る元素は、可視光域ではなく電波領域でのみ?測が可能である。分子雲の構造と原始星の影響は、1)近赤外域の減光量マップ（減光がある領域と減光がない近隣領域で?位視野面積あたりの恒星?を比較する）、2) 星間塵の熱放射、3) CO その他の分子の回?遷移による?測が可能である。2)、3)はミリ波?やサブミリ波? で?測される。原始星や若い星の電磁波放射は、赤外線天文? が?象とする波長域で?測されるが、これはこれらが形成される分子雲による減光がかなり大きく、可視光域で?測するのはまず無理だからである。分子雲は200-450 μm に透明な窓があるほかは20-850μmまでのほぼ全域で不透明であり、?測には困難が伴う。この領域以外でも減光分を補償する何らかの手法が不可欠となる。各恒星の形成形態を直接?測できるのは銀河系 ?に限られ、それ以外の銀河における星形成は、特殊手法による質量スペクトル ?測で?出されてきた。

?究の節目をつくった主な天? [ 編集 ]

はくちょう座V1478星は 1978年に?見された。誕生後わずか1000年と推定される。地球から1万光年離れているので、現在の?年?は1万1000年である。
VLA1623 はクラス0の原始星の典型例で、質量の降着がまだ終了していない原始星の一種である。 1993年の?見で、年?は1万年に?たないとみられる ^[3]。
L1014 は最新の望遠鏡でのみ?出できるごく暗い天?であり、?存の分類に?まらないものの代表である。その位置づけはまだ不確定だが、これまで?見されたことがないもっとも若い小質量のクラス0の原始星、または超小質量の形成期を終えた天?（褐色矮星や浮遊惑星など）でありうる ^[4]。
IRS8* は 2006年 8月に?見されたもっとも若い主系列星である。推定年?は350万年である [1] ^{[
リンク切れ
]}。

小質量と大質量の星形成 [ 編集 ]

質量が違うと、星形成のメカニズムにも違いが生じると考えられている。小質量星の形成理論では、分子雲が回?しながら重力による?縮で密度が上昇してゆくことで小質量星が形成されることが、多?の?測結果とよく合致している。すでに述べたように、回?するガスとダストが重力?縮して中央の原始星へと物質が集積し、星周円盤を形成してゆく。太陽質量の8倍より重い星では、星形成のメカニズムはまだ不明の点が多い。

大質量星は降着する物質を押し返すほどの、大量の電磁波を放射する。かつてはこの輻射? は、質量の大きな原始星への物質降着を妨げると考え、太陽質量の?十倍を超える大質量星の形成をうまく?明できなかった。近年の理論?究では、ジェットとアウトフロ?で円盤の?極方向にできた空洞?の領域から、大質量星が放射する電磁波のほとんどが?け出してしまい、物質の降着を妨げないことがわかってきた。そのため現段階では大質量星も、小質量星の形成と同じような機構で形成されるらしいと、考えられるようになった。

大質量星を取り?く星周円盤の有力な??は、複?の天?で確認されている。大降着率?と合??など大質量星の形成に?する複?の理論が、現在?測による??を待つ段階にある。

第1世代天? [ 編集 ]

宇宙の誕生（約138億年前 ^[5]）から最初に形成された天?はどのようなものだったかについて、21世紀に入りようやく知見が深まってきている。

これまでは最も遠い天?からの光を?測することでその?時の天?の姿を知ることができたが、宇宙マイクロ波背景放射が始まる宇宙の晴れ上がりの時代（宇宙誕生から約38万年後）から、最も遠い天?の形成（2014年現在の?測では、 MACS0647-JD の?測から、約5億年前）までの間は、まだ?測ができていない。そこで、宇宙の大規模構造の?測（ CfA赤方偏移サ?ベイ、スロ?ン?デジタル?スカイサ?ベイ、 2dF銀河赤方偏移サ?ベイなど）とその成立過程のシミュレ?ションが先行して行われていたことから、?せて最初の天?の成立のシミュレ?ションも行われた。東京大?カプリ?物? 、 JPL 、京都大? などがス?パ?コンピュ?タ? を使った?究結果では、宇宙誕生から1億年後から3億年後までに輝きを放つ最初の星、すなわち” ファ?ストスタ? ”が誕生したとしている。この成立過程は、まず6000万 AU ほど（約1000光年）のダ?クマタ? の銀河ハロ? が形成され、その中心の分子ガス雲に?まれた領域に太陽質量の100分の1、密度は空?と水と中間程度の最初期の原始星が誕生し、周?の豊富な物質を潤?に取り?みながら最終的に太陽質量の40倍程度になったと報告 ^[6]^[7]している。第1世代の星? はこのようにして誕生し、それまで水素やヘリウムなどの?い元素しかなかった宇宙に、星の?部の核融合反?によって、それよりも重い元素を生み出す機構が登場したことになる。

非常に遠い星の光??測は困難を極める。加えてこのような非常に古い星は現在はほとんど?っていないかもしれない。しかし、星からのスペクトルの?測で、重い元素を含まない天?が見つかれば、それはこうした第1世代の星を含む可能性がある。2010年1月、ハッブル宇宙望遠鏡が?測した131億光年にある銀河の中に第1世代天?を含む可能性が高いことが解析の結果わかり ^[8]、2014年2月には、オ?ストラリアの天文?者が11年をかけて地球から6000光年の距離に?などの重い元素を含まない推定130億?の古い星を?見したと報じられた ^[9]など近年?見が相次いでいる。

これらの第1世代天?がいつ生まれたかは、宇宙の再電離 ^[10]の時期を特定するための重要な情報を?える。

注?、?照 [ 編集 ]

[ 脚注の使い方 ]

^ C. Hayashi (1961). “Stellar evolution in early phases of gravitational contraction” . Publications of the Astronomical Society of Japan 13 : 450-452 .
^ L. G. Henyey, R. Lelevier, R. D. Levee (1955). “The Early Phases of Stellar Evolution” . Publications of the Astronomical Society of the Pacific 67 (396): 154 .
^ STUART CLARKE (1993年2月20日). “ Youngest star ”. Science . New Scientist . 2007年3月11日時点のオリジナルよりア?カイブ。 2006年9月2日 ??。
^ RON COWEN (2004年11月10日). “ First Light: Faint object may be youngest star detected ”. sciencenews.org . 2006年2月21日時点のオリジナルよりア?カイブ。 2006年9月2日 ??。
^ プランク衛星の 2013年公開の?測結果による。
^ 細川隆史. “ 初代星 ”. 京都大?大?院理??究科物理??宇宙物理??攻物理第二分野天?核?究室. 2013年6月11日時点のオリジナルよりア?カイブ。 2014年6月25日 ??。
^ ?究?初は原始星は太陽質量の100倍以上になるとの結果が得られたが、後に詳細なシミュレ?ションで、中心星からの輻射により周?の星間物質を跳ね飛ばしてしまうためそれほどには大きくならないことがわかったという。
^ “ 131億光年かなたの銀河に「星の元祖」が存在か　宇宙史完成は間近 ”. アストロア?ツ (2010年9月24日). 2014年6月24日 ??。
^ “ 豪州?究者らによる「第一世代の星」?見について ”. ロシアの? (2014年2月20日). 2014年2月27日時点のオリジナルよりア?カイブ。 2014年6月24日 ??。
^ 宇宙の再電離とは、冷えて安定な中性元素となった水素が、星からの高エネルギ?を受けて再び電離水素となったことを指し、これが宇宙に最初に星が現れた時期と考えられている。中性水素にライマンα線より短い波長の光があたると、その光をすべて吸?して連?した吸?領域をもったスペクトルとして?測される。電離水素に高エネルギ?の光があたっても吸?されない。遠い天?からのスペクトルの?測では、天?から地球までの宇宙空間にわずかに?る中性水素によって吸?され、所?に?い吸?線が密集するライマンαの森と呼ばれるスペクトルが?測される。このような機構はガン?ピ?タ?ソン?果（英語版）と呼ばれている。

外部リンク [ 編集 ]

Star formation - ウェイバックマシン（2009年10月24日ア?カイブ分）

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[1] C. Hayashi (1961). “Stellar evolution in early phases of gravitational contraction” . Publications of the Astronomical Society of Japan 13 : 450-452 .

[2] L. G. Henyey, R. Lelevier, R. D. Levee (1955). “The Early Phases of Stellar Evolution” . Publications of the Astronomical Society of the Pacific 67 (396): 154 .

[3] STUART CLARKE (1993年2月20日). “ Youngest star ”. Science . New Scientist . 2007年3月11日時点のオリジナルよりア?カイブ。 2006年9月2日 ??。

[4] RON COWEN (2004年11月10日). “ First Light: Faint object may be youngest star detected ”. sciencenews.org . 2006年2月21日時点のオリジナルよりア?カイブ。 2006年9月2日 ??。

[5] プランク衛星の 2013年公開の?測結果による。

[6] 細川隆史. “ 初代星 ”. 京都大?大?院理??究科物理??宇宙物理??攻物理第二分野天?核?究室. 2013年6月11日時点のオリジナルよりア?カイブ。 2014年6月25日 ??。

[7] ?究?初は原始星は太陽質量の100倍以上になるとの結果が得られたが、後に詳細なシミュレ?ションで、中心星からの輻射により周?の星間物質を跳ね飛ばしてしまうためそれほどには大きくならないことがわかったという。

[8] “ 131億光年かなたの銀河に「星の元祖」が存在か　宇宙史完成は間近 ”. アストロア?ツ (2010年9月24日). 2014年6月24日 ??。

[9] “ 豪州?究者らによる「第一世代の星」?見について ”. ロシアの? (2014年2月20日). 2014年2月27日時点のオリジナルよりア?カイブ。 2014年6月24日 ??。

[10] 宇宙の再電離とは、冷えて安定な中性元素となった水素が、星からの高エネルギ?を受けて再び電離水素となったことを指し、これが宇宙に最初に星が現れた時期と考えられている。中性水素にライマンα線より短い波長の光があたると、その光をすべて吸?して連?した吸?領域をもったスペクトルとして?測される。電離水素に高エネルギ?の光があたっても吸?されない。遠い天?からのスペクトルの?測では、天?から地球までの宇宙空間にわずかに?る中性水素によって吸?され、所?に?い吸?線が密集するライマンαの森と呼ばれるスペクトルが?測される。このような機構はガン?ピ?タ?ソン?果（英語版）と呼ばれている。

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