暗黒星雲

宇宙に広がる星間空間には、ガスや塵がまばらに漂っていますが、その中でも特に密度が高く、集中的に存在する領域を「星間雲」と呼びます。この星間雲のうち、私たちの目に見える可視光の観測において、背後にある恒星や銀河からの光を吸収・散乱することで、まるで黒い穴や影のように見える天体を暗黒星雲と呼称します。これは、その名の通り、視覚的に「暗い」領域として認識されることに由来しています。特定の文脈では、星間雲の中でも可視光で観測されるものを指す狭義の用語として用いられることもあります。

特徴と形成

地上からの観測では、暗黒星雲に含まれる大量の塵やガスによって、遠方の天体からの光が効果的に遮られます。このため、その領域は背景に対して際立って暗く、あたかも宇宙に浮かぶ黒い雲のように見えます。この特徴的な外見から「暗黒星雲」と名付けられました。有名な例としては、オリオン座の三つ星の近くに見られる、馬の頭のような形をした馬頭星雲が挙げられます。

星間ガスは、自身の重力によって収縮しようとする力と、熱運動によって拡散しようとする力のバランスの上に成り立っています。特別なエネルギー供給がない場合、星間ガスは次第に内部エネルギーを失い、分子を形成するようになります。分子の形成が進むと、ガスはより冷たく、収縮しやすくなり、重力による集まりが進んで密度が増加します。このようにして、高密度の分子雲が形成されます。

ただし、実際に分子雲がどのように形成されるのか、その詳細なメカニズムは完全に解明されていません。特に、銀河や星が生まれる前の比較的均一だった時代に、分子雲が短期間で形成された理由や、銀河や星が誕生した後にエネルギーが供給される環境下で、どのように分子雲が再び形成され、星や銀河の進化に寄与したのかといった問題は、現代天文学における重要な研究課題となっています。

星形成との関連

分子雲は、さらに自身の重力によって収縮を続けます。やがて、その中心部で密度と温度が極限まで高まり、原子核融合反応が始まることで、恒星が誕生します。恒星が生まれた暗黒星雲は、新たな段階へと進化します。生まれたばかりの若い恒星、特に質量の大きな恒星からは強い紫外線が放出されます。この紫外線は、周囲に残っていた中性水素ガスを電離させ、ガスを光り輝かせます。このように、自身が内包する、あるいは近傍にある恒星からの光を受けて輝く星雲を散光星雲、あるいはHII領域と呼びます。このため、暗黒星雲と散光星雲は宇宙空間でしばしば隣接して存在します。

散光星雲を構成する電離ガスは非常に高温であり、その圧力によって周囲の暗黒星雲を外側へ押し広げながら膨張します。この膨張する衝撃波は、周囲の暗黒星雲内のガスや塵を圧縮し、新たな星形成を誘発することがあります。このようにして、一つの領域で次々と恒星が誕生する連鎖的星形成が起こり、若い恒星の集団である散開星団やアソシエーションが生まれることがあります。

一方、散光星雲を輝かせているような大質量の恒星は、その短い一生を超新星爆発という壮絶な現象で終えます。この爆発によって生じた強力な衝撃波は、周囲の暗黒星雲を吹き飛ばし、散開・拡散させてしまいます。こうして暗黒星雲は解消され、再びより希薄な星間ガスへと戻っていくのです。

観測

夏の夜空に見られる天の川の暗黒帯や、みなみじゅうじ座の石炭袋（コールサック）のような非常に大規模な暗黒星雲を除くと、ほとんどの暗黒星雲は肉眼で直接観測することは困難です。一般的には、天体写真を撮影することでその姿を確認することができます。21世紀に入り、計算機技術が飛躍的に発展したことにより、天体写真のデータを解析し、単位面積あたりの星の数を精密にカウントする「星数密度分布図」を作成することが可能になりました。この図において、星の数が著しく少ない領域として、暗黒星雲を明確に浮かび上がらせることができます。また、可視光帯における星数密度の観測データから、暗黒星雲がどれだけ背景の光を弱めているかを示す減光量といった物理量を計算することも行われています。

暗黒星雲は、宇宙における物質の循環と星の誕生・進化の過程を理解する上で、極めて重要な天体です。その謎の多い形成メカニズムや、星形成における役割についての研究が現在も精力的に進められています。

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