星で構成された「星座」は占いには使われません！

空がきらきらと輝く「小さな」星で満たされていることは、すでに私たちは知っています。大きさも明るさも異なるこれらの星は、実は分子雲という共通の起源を持っています。

1995年4月1日、ハッブル宇宙望遠鏡は、地球から6,500～7,000光年離れたうみへび座のわし星雲にある星間ガスと塵の柱の画像を撮影しました[1]（図1参照）。その壮観で見事な外観により、ハッブル望遠鏡が撮影した「ベスト 10」写真の 1 つに評価され、「宇宙の 10 大驚異的光景」の第 1 位としても称賛されました。研究により、ここは多くの新しい星の誕生の温床であることが判明しており[2]、「創造の柱」と呼ばれています。

図 1. わし星雲 - 創造の柱 [HST、NASA]。それは巨大で、典型的な巨大分子雲です。左端の雲柱は約4光年の長さがあり、雲柱の頂上にある指のような突起は太陽系よりも大きいです。[3]

宇宙では星はどのようにして誕生するのでしょうか?

星誕生のゆりかご—真空よりも空っぽ

科学者たちは、若い星は常に星間雲の内部かその近くにあることを観察しており、そのため星は星間雲の中で形成されると推測しています。星間雲は宇宙の中で星間物質が比較的集中している場所です。それらの平均密度は 1 立方センチメートルあたり数百から数千の原子であり、これは星間物質の平均密度 (1 立方センチメートルあたり 1 原子、約 10-24 g/cm3) よりもはるかに高いです。しかし、それは地球上の実験室における最高の「真空」の密度の10～100倍低い[4]。

星を形成する星間雲は通常、冷たい暗黒星雲であり、その密度、温度、大きさなどの条件により分子の形成が可能になるため、このような星雲は分子雲と呼ばれます。

分子雲の平均温度は非常に低く、わずか十数ケルビンです。科学者たちは、水素、窒素、一酸化炭素、塵粒子などの主要な物質成分に加えて、分子雲の中に100種類以上の分子を検出しています[5]。分子雲の中心領域は、塵の減光効果により可視光帯域では検出が困難なため、暗黒星雲と呼ばれることもあります（図2参照）。星々を背景に、分子雲は「創造の柱」のようなさまざまな輪郭を描いているように見えます。

分子雲は大きさに応じて小型分子雲と巨大分子雲に分けられます。小さな分子雲は、通常、直径が数光年程度で、質量は太陽の数百倍未満です。アメリカの天文学者バート・ボックによって最初に発見されたため、「ボック球状星団」と呼ばれることが多い。[6]巨大分子雲の直径は通常15～600光年で、質量は太陽の数千倍から数千万倍にもなります。[7]最新の研究では、600光年をはるかに超える規模を持つ、新しく生まれた恒星構造が数多く発見されており、その中には「蛇」の形をした巨大な若い星「ファミリー」[8]（1,200光年以上[9]）があり、その親分子雲の規模が、現在観測されている典型的な分子雲のサイズよりもはるかに大きい可能性があることが示されています。

図2. バーナード68星雲[11]（左：可視光バンド画像、右：近赤外線バンド画像）。地球から約400光年離れており、直径は約0.5光年、質量は太陽のわずか2倍です。典型的な小さな分子雲です。内部の塵が背景の星の可視光を遮ります。しかし、赤外線帯では塵による減光効果は小さく、背景の星が見える。

巨大分子雲は、図3に示すように、繊維、シート、泡、不規則な塊[10]などの複雑な下部構造を示すことが多い。繊維や塊の高密度部分は分子雲コアと呼ばれ、1立方センチメートルあたり数万個から数百万個の原子の密度に達することもある。小さな分子雲は比較的独立した構造を持ち、サイズも小さく、高密度部分の密度は巨大分子雲の雲核と同程度です。これらの高密度の雲核は、星が形成される「種」です。

分子雲の内部構造は、塵粒子の遠赤外線放射や分子のマイクロ波放射を通じて調べることができます。例えば、中国科学院紫金山天文台が主導する「銀河パノラマ」[16]は、COとその同位体に基づいた大規模な天空調査で、天の川銀河の分子雲の分布を観測するものである。

図3. オリオン分子雲[12] - 地球から約1,400光年離れた巨大な星形成領域。画像内の青い背景のガスは、分子雲の繊維構造を示しています (ESA のハーシェル宇宙赤外線望遠鏡より)。両側のサブ画像には 9 つの若い「原始星」が示されており、青とオレンジのサブ画像はそれぞれ電波望遠鏡アレイ ALMA と VLA から取得されています。【アルマ望遠鏡/ESO/国立天文台 NRAO N カルナス/AUI/NSF B.サクストン/S.ダグネロ】

「雲」が星になるには、いくつの条件が必要でしょうか？

「雲」が星を形成する過程は、「収縮（または崩壊、崩壊）」の過程とみなすことができます。しかし、イギリスの天文学者ジーンズは1902年に、すべての分子雲が星を形成できるわけではないと指摘した。星の形成には 2 つの基本条件が必要です。

（１）質量：ある温度と物質の密度の下では、臨界質量（すなわち「閾値」質量）が存在します。分子雲の特定の領域の質量がこの「閾値」質量よりも大きい場合、つまり、その領域内の物質の重力がその物質自体のガス圧よりも大きい場合にのみ、収縮が起こり、さらに星が形成されます。この「閾値」質量はジーンズ質量と呼ばれます。ジーンズ質量の大きさは分子雲の温度とその物質の密度に関係しています。温度が高くなるほど、ジーンズ質量が大きくなり、つまり分子雲の崩壊の「閾値」が高くなります。物質の密度が高くなるほど、ジーンズ質量は小さくなり、つまり分子雲の崩壊の「閾値」は低くなります。したがって、より低温で高密度の分子雲コアだけが、容易に「閾値」を超えて崩壊することができます。

（２）擾乱：分子雲は何らかの擾乱を受け、その結果、雲核が崩壊し、縮小する。この擾乱は、分子雲が天の川銀河の非対称構造（渦巻き腕など）を通過することによって、または近くの恒星が死ぬときに爆発して発生する衝撃波によって、あるいは分子雲同士の衝突によって発生する可能性があります。分子雲内の一部の局所領域は擾乱により密度が高まり、ジーンズ質量は減少します。特に、分子雲の高密度コアは分裂と重力収縮を続け、最終的には太陽の質量の0.05倍から100倍を超える質量を持つ多くの塊を生成します。

上記の必要条件に加えて、星の形成には以下の条件も満たす必要があります。

（１）エネルギーの変化：分子雲の崩壊の初期段階では、星雲ガスはエネルギーの一部を放射し、総エネルギーを減少させる必要がある。この段階では、星雲ガス内の分子エネルギーレベル間の遷移によって長波（赤外線）放射が生成され、それが密な雲層を容易に通過して消散し、雲が急速に収縮する段階になります。

（２）角運動量の変化：通常、分子雲全体は一定の初期角運動量を持っています（つまり、分子雲全体が回転しています）。角運動量は分子雲の崩壊を防ぐため、分子雲全体の角運動量は何らかの形で分散される必要があります。分子雲全体の角運動量は、各破砕されたクラスターに分解され、回転角運動量と軌道角運動量に変換されます。これが、太陽とその8つの惑星の自転と公転の秘密です。

（３）磁場の変化：元々の分子雲は、一般的にまだ弱い磁場（約10-7ガウス）を持っています。分子雲が圧縮され続けると、磁場の強度は非常に大きくなります。例えば、理論計算によれば、太陽の磁場の強さは、元の分子雲の規模から現在の大きさまで 1016 倍 (つまり 109 ガウス) 増加する可能性があり、これにより分子雲が崩壊して星が形成されるのが妨げられることになります。同時に、これは太陽表面の実際の磁場強度（約 1 ガウス）と大きく矛盾しています。したがって、分子雲が崩壊する間、その中の磁気エネルギーは何らかのメカニズムを通じて消散されるはずです。

（4）最近、中国の天文学者は「中国天眼」を使って分子雲を観測し、分子雲の磁気エネルギーが高密度状態に崩壊する前に、極めて低いマイクロガウスレベルまで効果的に消散したことを発見しました[13]。これは、磁気エネルギー消失のメカニズムに関する学術界の理解を一部覆しました。

太陽の誕生と誕生

地球上の生命と同様に、星の形成プロセスは 4 つの段階に分けられます。以下では、最も身近な星である太陽を例に説明します（図4参照）。

最初のステップ - 拡散した星間物質から「星の卵」へ: 特定の擾乱により、宇宙の非常にまばらな星間物質 (主に水素とヘリウム) が集まって分子雲を形成します。分子雲の内部には、自身の重力の影響により、質量や大きさの異なる多数の密集したクラスターが形成され、全体的な構造は典型的な繊維状構造をしています。ここで、比喩的に、密集した塊を、その後の星形成の「種」となる恒星の卵に比較します。

第 2 段階 - 恒星卵から恒星胚へ: 恒星卵は、密度が非常に低く (10-19 g/cm3)、体積が非常に大きく (太陽の 1 倍の質量を持つ恒星卵の半径は、太陽の半径の約 500 万倍)、温度が低い (2000 ケルビン未満) です。その結果、内部の圧力は高くなく、分子によって生成された弱い赤外線は雲を容易に透過し、エネルギーが急速に消散します。恒星卵は自身の重力によって急速に収縮し、その体積は急速に減少します。

半径が太陽の半径の約1000倍に縮小すると、密度は10-8 g/cm3に増加し、熱圧力が徐々に増加し、収縮は徐々に遅くなります。星の卵は不透明な「コート」を形成し、その内部にエネルギーが継続的に蓄積されるため、温度が急激に上昇し、大きな勾配が現れる。中心に向かうほど温度が高くなり、外層の崩壊物質の重力による位置エネルギーから変換され、内層から対流によって伝導された内部エネルギーが星の卵の赤外線放射を大幅に増強し、「星の胚」を形成します。

図4. 星雲からの星形成過程[14]

3 番目のステップ - 星の胚から恒星の「胎児」へ: 重力によって星の胚の物質は「きつい輪」のように中心に向かって継続的に沈降し、その結果、星の胚の体積は減少し続け、密度は増加し続け、温度は急速に上昇します。中心温度が700万ケルビンを超えると、少量の水素の核融合反応が徐々に始まり、圧力が急激に高まり、外殻が徐々に透明になり、赤外線だけでなく高エネルギーのX線放射も放出されます。この時点で、星の胚は太陽の半径の約4倍の「胎児」に進化しており、天文学ではこれを「原始星」と呼びます（図3は望遠鏡で捉えた9個の原始星を示しています）。

ステップ 4 - 「胎児」から生まれたばかりの「赤ちゃん」へ:重力によって、「胎児」の星の外側の物質は堆積し続け、水素とヘリウムの核融合反応の範囲が急速に拡大し、内部温度がどんどん高くなります。内部温度が1000万ケルビンを超えると、「胎児」内部の水素・ヘリウム熱核反応がほぼ完全に点火され、継続的かつ安定的にエネルギーが供給され、圧力と重力が均衡し、収縮が停止します。これは、現在の太陽と同等の大きさの「赤ちゃん」太陽が誕生し、100億年の「生命」の旅が始まることを意味します。この時点で、太陽は「ゼロ年齢主系列」段階に達したと言えます。

異なる質量の星の胚がゼロ年齢の主系列に到達するまでにかかる時間は異なります。質量が小さいほど、時間がかかります。たとえば、太陽の 0.2 倍の質量を持つ星の胚は、ゼロ年齢の主系列に到達するまでに 17 億年かかります。太陽の1倍の質量を持つ恒星の胚がゼロ年齢の主系列に到達するまでに約7500万年かかります。そして、太陽の15倍の質量を持つ恒星の胚は、ゼロ年齢の主系列に到達するのにわずか6万年しかかかりません。太陽の質量の0.08倍未満の質量を持つ星の胚は、核反応が始まるのに必要な温度に決して到達しません。これらは常にゆっくりと収縮する段階にあり、重力による位置エネルギーを変換することで非常に弱い赤色光を発します。このタイプの星は褐色矮星と呼ばれます。

結論

巨大な親分子雲は通常、質量の異なる多くの恒星の卵を生み出し、非常に類似した物理的および化学的特性を持つ一群の恒星または恒星系を生み出します。小さな親分子雲は通常、連星系または単純な多重星系を形成します[15]。天文学的観測では、天の川銀河と銀河系外銀河の両方に多くの「姉妹」星が集まっていることが発見されており、天文学ではこれを星団と呼んでいます。科学者たちは太陽とともに生まれた姉妹をまだ発見していない。おそらく私たちの太陽は、広大な宇宙の中で「一人っ子」なのでしょう。

「私たちはどこから来て、どこへ行くのか」というのは、常に人々が関心を寄せる問いです。太陽の誕生過程を学んだ後、私たちは太陽の将来に何が起こるのか疑問に思わずにはいられません。星はどんな人生を歩むのでしょうか？

次のエピソードをお楽しみに。

参考文献:

[1]クラビン、ホイットニー。「宇宙の『象の鼻』」 2011年3月9日閲覧。

[2]「スター育成施設の驚くべき内部風景 - ニューヨークタイムズ」 Nytimes.comより。 1995年11月3日。 2012年2月13日閲覧。

[3]「NOVA | 起源 | 創造の柱画像1」ＰＢＳ。 2012年2月13日閲覧。

[4]https://pages.uoregon.edu/jimbrau/astr122/Notes/Chapter18.html

[5] クレイグ・クレサ研究プロジェクト。 2005年9月7日閲覧。

[6]ボック、バートJ.;ライリー、エディス F.（1947 年 3 月）。アプJ. 105: 255.

[7]ノーマン・マレー、ApJ、729（2）：133。

[8] Tian、Hai-Jun 2020、ApJ、904、196。

[9] Wang、Fan.、Tian、Hai-Jun、他。 2021、MNRAS、513、503