球状星団

球状星団（Globular Cluster）

球状星団とは、多くの恒星が重力によって結びつき、球形状を形成しながら銀河の周囲を回っている天体のことを指します。その重力的な結束力により、これらの星団は中心に向かって非常に高い密度を持っています。

特性

球状星団は通常、数十万個の古い恒星から成り立っています。これは渦巻銀河の中心部に存在するバルジに似ていますが、球状星団は通常、数立方パーセクしか体積を持たず、非常に小型です。私たちの銀河系には約150個の球状星団が知られており、さらに10個から20個の未発見の星団があると考えられています。アンドロメダ銀河（M31）などの大規模な銀河には、500個以上の球状星団が存在しています。また、超巨大な楕円銀河には1万個以上の球状星団を持つ場合もあります。

ほとんどの球状星団は、銀河にくらべてはるかに少ない数の恒星で構成されていますが、質量が非常に大きいものもあり、太陽の数百万倍に達する場合もあります。我々の銀河系のケンタウルス座のω星団やM31のG1星団がその例です。これらは、かつて周囲を回っていた伴銀河が塵やガスによってその外側の星を失い、最終的に密度の高い残骸のみが球状星団として残ったと考えられています。

高い星の密度により、球状星団の中では恒星間の近接相互作用や衝突が起こることがあります。このため、青色はぐれ星やミリ秒パルサー、低質量X線連星といった特異な星のタイプが多く見られます。

形成の歴史

ほとんどの球状星団は非常に古いもので、宇宙の年齢に近いとされています。これらの星団のすべての恒星はほぼ同時に形成されたと考えられています。球状星団の黒い星図（HR図）を通してこの事実が認識され、恒星進化に関する理解が進みました。

さらに、多くの銀河、特に大質量の楕円銀河においては、異なる金属量を持つ2つの異なるタイプの球状星団が認められます。これらは一般的に「メタルプア」と「メタルリッチ」と呼ばれています。この異なる性質が存在する理由として、銀河間の激しい合体や矮小銀河の降着、一つの銀河内での段階的な星形成などのシナリオが提案されています。私たちの銀河系では、メタルプアな星団は銀河ハローに、メタルリッチな星団はバルジに位置しています。

そして、球状星団は年齢が高いだけでなく、今でもさまざまな星形成のプロセスによって新たに形成されることがあります。渦巻銀河同士の合体や矮小銀河内での星形成の急増がその例です。

研究の意義

太陽の位置を知る手がかりとなったのも、球状星団の研究のおかげです。1930年代までは、太陽は天の川銀河の中心近くにあると考えられていました。しかし、球状星団の分布を調査する過程で、銀河全体に対して球状星団が非対称に分布していることが判明しました。これをもとに、銀河中心から太陽までの距離や方向が明らかになり、太陽は中心から約26000光年離れた位置にあることが知られるようになりました。

代表的な球状星団

• - さそり座のM4
• - ヘルクレス座のM13
• - ケンタウルス座のω星団 (NGC5139)
• - きょしちょう座の47きょしちょう (NGC104)

球状星団はその美しさや科学的な意義から、多くの天文学者や愛好家に親しまれています。今後もさらなる研究が期待され、宇宙の理解を深める手助けとなるでしょう。

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