ハービッグ・ハロー天体
ハービッグ・ハロー天体（HH天体）は、星が誕生する際に付随して現れる、特徴的な小さな星雲状の構造です。これは、生まれたばかりの若い恒星から非常に高速で放出されたガスが、周囲に広がるガスや塵の雲（星間物質）と衝突することで発生する衝撃波によって光り輝きます。これらの天体は、活動的な星形成領域で頻繁に観測され、一つの星の自転軸に沿って複数個が並んで見られることもあります。
HH天体は、宇宙の timescale から見ると極めて短命な現象であり、その寿命は長くても数千年に過ぎません。放出元である親星から離れて星間空間を進むにつれて、数年といった比較的短い期間のうちに見た目の形状や明るさが変化することが知られています。ハッブル宇宙望遠鏡による長期的な観測では、HH天体のガスが星間物質の密度の高い部分と衝突し、一部が暗くなる一方で別の場所が明るくなるといった、複雑でダイナミックな変化の過程が捉えられています。
この種の天体が最初に観測されたのは19世紀にさかのぼります。天文学者のシャーバーン・バーナムは、おうし座T星の近くに小さな星雲状の領域を発見しましたが、当時は一般的な輝線星雲の一種と見なされ、「バーナムの星雲」として知られるにとどまりました。しかし、おうし座T星が非常に若い変光星であることが後に明らかになり、未だ重力収縮と核融合のバランスが確立していないおうし座T型星の典型例と位置づけられました。
バーナムの発見から約50年後、同様の小さな星雲が他にもいくつか見つかり始めました。そして1940年代、アメリカの天文学者ジョージ・ハービッグとメキシコの天文学者ギイェルモ・アロが、それぞれ独立してこれらの天体を詳細に研究しました。ハービッグはオリオン座のNGC 1999周辺の奇妙な星雲を分光観測し、アロも同様の天体を発見しました。彼らが特に注目した明るい2つの天体は、現在HH 1およびHH 2とカタログ化されています。ハービッグはまた、バーナムの星雲も観測し、特異な輝線スペクトルを持つことを確認しました。
ハービッグとアロは後に天文学の会議で出会い、互いの研究成果について議論を深めました。当初、ハービッグはこれらの星雲そのものよりも、そのそばにある若い恒星に強い関心を持っていましたが、アロの研究を知るにつれてHH天体自体への関心を高めました。ソビエトの天文学者ヴィクトル・アンバルツミャンが、数十万年程度の年齢を持つ若い星の近くに見つかるこれらの天体を、ハービッグとアロの功績を称えて「ハービッグ・ハロー天体」と命名することを提案しました。アンバルツミャンはまた、HH天体がおうし座T型星の形成初期段階を示す証拠である可能性を示唆しました。
研究が進むにつれ、HH天体のガスが強く電離していることが判明しました。初期の理論では、HH天体内部に光度の低い高温星が存在する可能性が推測されました。しかし、赤外線放射が見られないことから内部に恒星が存在する可能性は低いことが分かり、その後、原始星が存在する可能性も示唆されました。最終的に、現在では、HH天体は近くの若い星から放出された物質が超音速で星間物質と衝突し、その際に発生する衝撃波によって可視光が放射されているものとして理解されています。
1980年代初頭には、観測によってHH天体のほとんど全てに細く絞られたジェット状の構造が存在することが明らかになりました。これは、親星から放出される物質が、強く収束された「極ジェット（polar jet）」として噴出されていることを示しています。恒星誕生直後の若い星の周りには、周囲のガスが集まってできた降着円盤が存在することが多く、この円盤内縁部での高速な自転によって、円盤の垂直方向にプラズマの細いジェットが放出されると考えられています。このジェットが星間物質に衝突すると、明るい輝線を放つ小領域、すなわちHH天体として観測されるのです。
HH天体を形成する放出物質の総質量は、地球質量の1～20倍程度と見積もられており、これは恒星自体の質量に比べるとわずかな量です。典型的なHH天体の温度は8,000Kから12,000K程度で、これはHII領域などの他の電離ガス星雲と同程度ですが、密度は非常に高く、1cm3あたり数千から数万粒子に達します（他の電離星雲は一般的に1,000個/cm3以下です）。組成は太陽近傍の若い星とほぼ同じで、水素が約75%、ヘリウムが約25%を占め、重元素は1%未満です。放出されたガスの電離度は親星の近くで高く、遠ざかるにつれて低下しますが、ジェットの先端で生じる衝撃波によって物質の一部が再び電離され、明るい「帽子」のような構造を作ることもあります。
2006年時点では、400個以上のHH天体または天体群が確認されています。これらは主に星形成が進んでいるHII領域や、ボック・グロビュールと呼ばれる高密度な暗黒星雲の周辺に見つかります。一つの親星の周囲に複数存在したり、親星から延びる線上に沿って分布したりする例が多くあります。観測技術の向上により発見数は増加していますが、銀河系全体に存在するHH天体の総数は約15万個に達すると推定されており、観測されているのはそのごく一部に過ぎません。ほとんどのHH天体は親星から1パーセク以内の比較的近い距離に位置していますが、星間物質の密度が低い領域では数パーセク離れて観測される例もあります。
HH天体は、ドップラーシフト観測から親星から数百km/sという高速で遠ざかっていることが分かっています。近年、ハッブル宇宙望遠鏡による高分解能での繰り返し観測によって、多くのHH天体の固有運動が測定され、それに基づいて距離が求められることもあります。また、HH天体は数年の timescale で明るさや形状をダイナミックに変化させます。天体内の明るい「こぶ」状の領域は、明るくなったり暗くなったり、消滅したり、あるいは新たに現れたりします。これらの変化は、星間物質との相互作用だけでなく、異なる速度で噴出されたジェットの内部的な衝突（ワーキングサーフェス形成）によっても生じます。
親星からのジェットの放出は、持続的な流れではなく、むしろ間欠的なパルスとして起こることが多いと考えられています。このパルス状の放出によって、同じ方向に異なる速度で運動するガスの塊が作られ、これらが追いついて衝突する面が「ワーキングサーフェス」と呼ばれる構造を形成し、そこで強い衝撃波が発生して明るく輝くのです。
HH天体のエネルギー源となる恒星は、例外なく非常に若い星です。最も若いものでは、まだ中心で核融合反応が始まっていない、わずか数千歳程度の原始星（クラス0）の段階にあるものもあります。これらの親星は、放出される赤外線の強度によってクラス0、I、II、IIIに分類され、若い段階ほど周囲に多くの物質が集積しており、赤外線放射が強い傾向があります。クラスI段階では核融合が始まりますが、まだ周囲のガスや塵が星に降着しており、一般に厚い雲に覆われているため可視光では観測が難しいです。クラスII、IIIと進むにつれて降着が減少し、星周円盤も消滅していきます。
近年の研究では、HH天体の親星の約80%が連星あるいは多重連星であることが示唆されており、これは主系列星における連星の割合よりもかなり高い値です。このことは、連星系がHH天体の原因となるようなジェットを生成しやすい可能性を示唆しています。また、多重連星系が分解する過程で、特に大きな物質放出が起こるという証拠も見つかっています。ただし、多くの恒星は多重連星系として誕生するものの、主系列に達する前に重力相互作用によって系が分解され、単独星や連星になることが多いため、HH天体の親星に連星が多いという関連性が観察されている、という見方もされています。
HH天体は、宇宙の timescale から見ると極めて短命な現象であり、その寿命は長くても数千年に過ぎません。放出元である親星から離れて星間空間を進むにつれて、数年といった比較的短い期間のうちに見た目の形状や明るさが変化することが知られています。ハッブル宇宙望遠鏡による長期的な観測では、HH天体のガスが星間物質の密度の高い部分と衝突し、一部が暗くなる一方で別の場所が明るくなるといった、複雑でダイナミックな変化の過程が捉えられています。
この種の天体が最初に観測されたのは19世紀にさかのぼります。天文学者のシャーバーン・バーナムは、おうし座T星の近くに小さな星雲状の領域を発見しましたが、当時は一般的な輝線星雲の一種と見なされ、「バーナムの星雲」として知られるにとどまりました。しかし、おうし座T星が非常に若い変光星であることが後に明らかになり、未だ重力収縮と核融合のバランスが確立していないおうし座T型星の典型例と位置づけられました。
バーナムの発見から約50年後、同様の小さな星雲が他にもいくつか見つかり始めました。そして1940年代、アメリカの天文学者ジョージ・ハービッグとメキシコの天文学者ギイェルモ・アロが、それぞれ独立してこれらの天体を詳細に研究しました。ハービッグはオリオン座のNGC 1999周辺の奇妙な星雲を分光観測し、アロも同様の天体を発見しました。彼らが特に注目した明るい2つの天体は、現在HH 1およびHH 2とカタログ化されています。ハービッグはまた、バーナムの星雲も観測し、特異な輝線スペクトルを持つことを確認しました。
ハービッグとアロは後に天文学の会議で出会い、互いの研究成果について議論を深めました。当初、ハービッグはこれらの星雲そのものよりも、そのそばにある若い恒星に強い関心を持っていましたが、アロの研究を知るにつれてHH天体自体への関心を高めました。ソビエトの天文学者ヴィクトル・アンバルツミャンが、数十万年程度の年齢を持つ若い星の近くに見つかるこれらの天体を、ハービッグとアロの功績を称えて「ハービッグ・ハロー天体」と命名することを提案しました。アンバルツミャンはまた、HH天体がおうし座T型星の形成初期段階を示す証拠である可能性を示唆しました。
研究が進むにつれ、HH天体のガスが強く電離していることが判明しました。初期の理論では、HH天体内部に光度の低い高温星が存在する可能性が推測されました。しかし、赤外線放射が見られないことから内部に恒星が存在する可能性は低いことが分かり、その後、原始星が存在する可能性も示唆されました。最終的に、現在では、HH天体は近くの若い星から放出された物質が超音速で星間物質と衝突し、その際に発生する衝撃波によって可視光が放射されているものとして理解されています。
1980年代初頭には、観測によってHH天体のほとんど全てに細く絞られたジェット状の構造が存在することが明らかになりました。これは、親星から放出される物質が、強く収束された「極ジェット（polar jet）」として噴出されていることを示しています。恒星誕生直後の若い星の周りには、周囲のガスが集まってできた降着円盤が存在することが多く、この円盤内縁部での高速な自転によって、円盤の垂直方向にプラズマの細いジェットが放出されると考えられています。このジェットが星間物質に衝突すると、明るい輝線を放つ小領域、すなわちHH天体として観測されるのです。
HH天体を形成する放出物質の総質量は、地球質量の1～20倍程度と見積もられており、これは恒星自体の質量に比べるとわずかな量です。典型的なHH天体の温度は8,000Kから12,000K程度で、これはHII領域などの他の電離ガス星雲と同程度ですが、密度は非常に高く、1cm3あたり数千から数万粒子に達します（他の電離星雲は一般的に1,000個/cm3以下です）。組成は太陽近傍の若い星とほぼ同じで、水素が約75%、ヘリウムが約25%を占め、重元素は1%未満です。放出されたガスの電離度は親星の近くで高く、遠ざかるにつれて低下しますが、ジェットの先端で生じる衝撃波によって物質の一部が再び電離され、明るい「帽子」のような構造を作ることもあります。
2006年時点では、400個以上のHH天体または天体群が確認されています。これらは主に星形成が進んでいるHII領域や、ボック・グロビュールと呼ばれる高密度な暗黒星雲の周辺に見つかります。一つの親星の周囲に複数存在したり、親星から延びる線上に沿って分布したりする例が多くあります。観測技術の向上により発見数は増加していますが、銀河系全体に存在するHH天体の総数は約15万個に達すると推定されており、観測されているのはそのごく一部に過ぎません。ほとんどのHH天体は親星から1パーセク以内の比較的近い距離に位置していますが、星間物質の密度が低い領域では数パーセク離れて観測される例もあります。
HH天体は、ドップラーシフト観測から親星から数百km/sという高速で遠ざかっていることが分かっています。近年、ハッブル宇宙望遠鏡による高分解能での繰り返し観測によって、多くのHH天体の固有運動が測定され、それに基づいて距離が求められることもあります。また、HH天体は数年の timescale で明るさや形状をダイナミックに変化させます。天体内の明るい「こぶ」状の領域は、明るくなったり暗くなったり、消滅したり、あるいは新たに現れたりします。これらの変化は、星間物質との相互作用だけでなく、異なる速度で噴出されたジェットの内部的な衝突（ワーキングサーフェス形成）によっても生じます。
親星からのジェットの放出は、持続的な流れではなく、むしろ間欠的なパルスとして起こることが多いと考えられています。このパルス状の放出によって、同じ方向に異なる速度で運動するガスの塊が作られ、これらが追いついて衝突する面が「ワーキングサーフェス」と呼ばれる構造を形成し、そこで強い衝撃波が発生して明るく輝くのです。
HH天体のエネルギー源となる恒星は、例外なく非常に若い星です。最も若いものでは、まだ中心で核融合反応が始まっていない、わずか数千歳程度の原始星（クラス0）の段階にあるものもあります。これらの親星は、放出される赤外線の強度によってクラス0、I、II、IIIに分類され、若い段階ほど周囲に多くの物質が集積しており、赤外線放射が強い傾向があります。クラスI段階では核融合が始まりますが、まだ周囲のガスや塵が星に降着しており、一般に厚い雲に覆われているため可視光では観測が難しいです。クラスII、IIIと進むにつれて降着が減少し、星周円盤も消滅していきます。
近年の研究では、HH天体の親星の約80%が連星あるいは多重連星であることが示唆されており、これは主系列星における連星の割合よりもかなり高い値です。このことは、連星系がHH天体の原因となるようなジェットを生成しやすい可能性を示唆しています。また、多重連星系が分解する過程で、特に大きな物質放出が起こるという証拠も見つかっています。ただし、多くの恒星は多重連星系として誕生するものの、主系列に達する前に重力相互作用によって系が分解され、単独星や連星になることが多いため、HH天体の親星に連星が多いという関連性が観察されている、という見方もされています。
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