星形成

星形成のメカニズムと観測

星形成（ほしけいせい、英: star formation）とは、高密度に圧縮された分子雲が重力により崩壊し、恒星が形成される過程を指します。この過程は単に恒星の誕生を描いただけではなく、宇宙における物質の進化や宇宙構造の形成とも深く関わっています。星形成の研究は天文学における重要な分野で、星間物質や巨大分子雲の研究、また新たに形成される恒星や惑星の探査と密接に関連しています。

星形成の理論

現在の星形成理論によると、分子雲内のコアと呼ばれる高密度領域は、重力的に不安定になり、自発的または誘発的に星形成が始まります。自発的星形成は内部の重力により、誘発的星形成は超新星爆発などの外的要因によって引き起こされます。この収縮の段階において、重力エネルギーは赤外線として放出され、一部は物体の中心部で温度を上昇させます。

この過程では、物質の降着が星周円盤形成を促進し、重水素の核融合が始まることで、収縮速度が低下しますが、完全には停止しません。物質は原始星に次々と降着し、その結果、双極分子流が出現します。この流れは降着物質の角運動量によって引き起こされると考えられています。

原始星が成長し主系列星に至る過程では、特定の温度と圧力条件が整うことで核融合が開始され、周囲の物質が吹き飛ばされ、成長過程におけるHR図上の林トラック（Hayashi track）を進むことになります。この過程は、星質量が0.5太陽質量以下であれば、かなり詳細に理解されています。しかし、大質量星の形成については、まだ多くの謎が残されています。

星形成と観測

星形成の観測には、可視光だけではなく電波領域の観測が重要です。分子雲の構造や原始星は、特に近赤外域で観測される減光マップや、星間塵の熱放射、CO等の分子の回転遷移によって解明されます。また、原始星や幼い星の放つ電磁波は、主に赤外線の範囲で観測されます。

観測の困難さは、分子雲の透明度の欠如によるもので、例えば200-450μmの波長で透明な窓が存在しないため、多くの領域で不透明です。星形成が直接観測できる範囲は銀河系内に限られており、他の銀河での星形成は、特別な手法を用いて探査されています。

重要な天体

ここでは、星形成の研究に重要な役割を果たした天体のいくつかを挙げます。1978年に発見されたはくちょう座V1478星は、誕生から1000年と推定され、宇宙で最も若い星の一つです。さらに、クラス0の原始星であるVLA1623は未だ物質降着の途中で、1993年に発見されました。

一方、L1014は最新の望遠鏡で検出された非常に暗い天体であり、その正確な位置づけは明らかではありませんが、若い小質量のクラス0原始星である可能性があります。また、IRS8*は最も若い主系列星の一つであり、その年齢は約350万年とされています。

小質量星と大質量星の形成

質量によって星形成のメカニズムにも違いが生まれます。小質量星形成理論では、分子雲が重力収縮して密度が増し、その結果として星が形成されます。このプロセスでは、ガスと塵が回転し、物質が中心の原始星に降着して星周円盤を形成します。対照的に、高質量星の形成については、電磁波の放射が物質降着を妨げるとの誤解がありましたが、最近の研究では、双極的なジェットによる圧力のために、電磁波が物質の流入を妨げないことが判明しました。

最初の世代の天体

宇宙の誕生から最初に形成された天体についての知見は、21世紀に入って進展が見られています。最初の星々の形成のメカニズムをシミュレーションした結果、宇宙誕生から約1億年後に最初の星が誕生した可能性が示されています。これにより、宇宙初期の状態や、最初の星から生成された重い元素の出現についての理解が深まっています。

これらの研究が進むにつれ、宇宙の再電離時期を理解する上でも、最初の世代の天体が果たす役割が重要であることがわかってきました。

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