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分子雲（内部で星形成が起こっている場合は星形成領域とも呼ばれる）は、その密度と大きさから吸収星雲の形成、分子（最も一般的なのは分子状水素、H₂ ）の形成、およびH II領域の形成を可能にする星間雲の一種である。これは、主に電離ガスを含む他の星間物質領域とは対照的である。
分子状水素は赤外線や電波観測では検出が難しいため、 H₂の存在を判定するために最もよく用いられる分子は一酸化炭素（CO）である。COの光度とH₂の質量の比は一定であると考えられているが、他の銀河の観測ではこの仮定に疑問を抱く理由がある。[ 1 ]
分子雲の中には、密度が高い領域があり、そこには多くの塵と多くのガス核が存在し、塊と呼ばれています。これらの塊は、塵とガスが収縮するのに十分な重力があれば、星形成の始まりとなります。[ 2 ]
分子雲の発見に関する歴史は、電波天文学と宇宙化学の発展と密接に関係している。第二次世界大戦中、少数の科学者の集まりで、ヘンク・ファン・デ・フルストは、中性水素原子が検出可能な電波信号を発信するはずだと計算したことを初めて報告した。[ 3 ]この発見は、最終的に分子雲の検出につながる研究への重要な一歩となった。
戦争が終わると、米国でジャンスキーとレーバーが行った先駆的な電波天文学的観測を知ったオランダの天文学者たちは、かつてドイツ軍が警戒レーダーシステムとして使用していたオランダの海岸線沿いの皿状のアンテナを電波望遠鏡に改造し、宇宙の深淵における水素の痕跡の探索を開始した。 [ 3 ] [ 4 ]
中性水素原子は、軌道上に電子を持つ陽子から構成されています。陽子と電子の両方にスピン特性があります。スピン状態が平行状態からエネルギーの少ない反平行状態に反転すると、原子は1420.405 MHzの周波数のスペクトル線を放射することによって余分なエネルギーを放出します。[ 3 ]
この周波数は一般に21cm線として知られており、これは電波帯域における波長を指しています。21cm線はHIのシグネチャーであり、地球上の天文学者がガスを検出できるようにします。21cm線の発見は、天文学者が星間空間の化合物や分子を検出できる技術への第一歩でした。[ 3 ]
1951年、2つの研究グループがほぼ同時に星間中性水素からの電波放射を発見した。EwenとPurcellは1951年3月に21cm線の検出を報告した。MullerとOortは同年5月にKootwijk天文台の電波望遠鏡を用いて水素輝線の検出を報告した。[ 4 ]
21cm輝線が検出されると、電波天文学者たちは天の川銀河の中性水素分布のマッピングを開始した。ヴァン・デ・ハルスト、ミュラー、オルトは、オーストラリアの天文学者チームの協力を得て、1958年に王立天文学会月報に銀河円盤の中性水素のライデン・シドニー地図を発表した。これは銀河円盤の中性水素の最初の地図であり、またその中の渦状腕構造を示す最初の地図でもあった。[ 4 ]
ファン・デ・ハルスト、オールトらによる原子状水素の検出研究に続いて、天文学者たちは電波望遠鏡を定期的に使用するようになり、今度は星間分子を探すようになった。1963年、MITのアラン・バレットとサンダー・ワインレッドは、超新星残骸カシオペヤ座AでOHの輝線を発見した。これは電波波長での星間分子の最初の電波検出であった。[ 1 ]その後すぐに星間OHの検出が続き、1965年には、バークレーのハロルド・ウィーバーとその電波天文学者チームが、オリオン星雲の方向とカシオペヤ座から来るOH輝線を特定した。[ 4 ]
1968年、Cheung、Rank、Townes、Thornton、Welchらは星間空間でNH₃反転線放射を検出した。その1年後、Lewis Snyderらは星間ホルムアルデヒドを発見した。また同年、George Carruthersは分子状水素の同定に成功した。星間空間における多数の分子の検出は、1970年の分子雲の発見への道を開くのに役立った。[ 4 ]
水素は分子雲の中で最も豊富な原子種であり、適切な条件下ではH₂分子を形成する。しかし、その豊富さにもかかわらず、 H₂分子の検出は困難であった。H₂分子は対称的な構造を持つため、回転運動や振動運動が弱く、直接観測では事実上見えないのである。
この問題の解決策は、アルノ・ペンジアス、キース・ジェファーツ、ロバート・ウィルソンがオメガ星雲の星形成領域でCOを発見したことで明らかになった。一酸化炭素は回転エネルギーと非対称構造のため、 H₂よりもはるかに検出しやすい。COはすぐに星形成が起こる雲の主要なトレーサーとなった。[ 4 ]
1970年、ペンジアスとそのチームは、銀河中心から390光年離れたいて座B2と呼ばれる巨大分子雲を含む、銀河中心に近い他の場所でCOを迅速に検出しました。これは、史上初の分子雲の検出となりました。[ 4 ]このチームは後に、ビッグバンからのマイクロ波放射の発見によりノーベル物理学賞を受賞しました。
これらの構造は極めて重要な役割を担っているため、これらの構造に関する研究は時間とともに増加の一途を辿っている。2022年に発表された論文では、いて座B2の発見以来、1万を超える分子雲が検出されたと報告されている。[ 5 ]
天の川銀河内では、分子ガス雲は星間物質（ISM）の体積の1パーセント未満を占めるにすぎませんが、同時に最も密度の高い部分でもあります。分子ガスの大部分は、天の川銀河の中心から3.5～7.5キロパーセク（11,000～24,000光年）のリング状領域に存在しています（太陽は中心から約8.5キロパーセク離れています）。[ 6 ]銀河の大規模なCOマップは、このガスの位置が銀河の渦状腕と相関していることを示しています。[ 7 ]分子ガスが主に渦状腕に存在するということは、分子雲の形成と解離が、物質が腕領域を通過するのにかかる時間である1000万年よりも短い時間スケールで起こることを示唆しています。[ 8 ]
銀河面に対して垂直な方向には、分子ガスは銀河円盤の狭い中央面に存在し、特徴的なスケールハイトZは約 50 ～ 75 パーセクで、 ISM の温かい原子( Zは 130 ～ 400 パーセク) および温かい電離( Z は約 1000 パーセク) ガス成分よりもはるかに薄い。[ 10 ]電離ガス分布の例外はH II 領域で、これは若い大質量星から放出される強い放射によって分子雲に生成された高温の電離ガスの泡であり、そのため分子ガスとほぼ同じ垂直分布を持つ。
この分子ガスの分布は広範囲にわたって平均化されていますが、小規模なガスの分布は非常に不規則で、そのほとんどは個別の雲や雲複合体に集中しています。[ 6 ]
分子雲は一般的に星間物質の密度が 10 ～ 30 cm −3であり、銀河内の全星間ガスの約 50% を占めています。[ 11 ]ガスの大部分は分子状態にあります。分子雲の視覚的な境界は、雲が実際に終わる場所ではなく、分子ガスが原子ガスに急速に変化して質量の「包囲」を形成し、雲の構造に端があるように見える場所です。構造自体は一般的に不規則で糸状です。[ 8 ]
宇宙塵と恒星から放出される紫外線は、ガス密度や柱密度だけでなく、雲の分子組成も決定する重要な要素です。塵は内部の分子ガスを遮蔽し、紫外線による解離を防ぎます。紫外線光子によって引き起こされる解離は、雲内部で分子物質を原子状態に戻す主なメカニズムです。[ 12 ] 分子雲のある領域の分子含有量は、放射場の変化や塵の動きと擾乱によって急速に変化する可能性があります。[ 13 ]
分子雲を構成するガスの大部分は分子状水素であり、一酸化炭素が2番目に多い化合物である。[ 11 ]分子雲には通常、他の元素や化合物も含まれている。天文学者は、メタノール、エタノール、ベンゼン環などの長鎖化合物や、それらのいくつかの水素化物の存在を観測している。多環芳香族炭化水素として知られる大きな分子も検出されている。[ 12 ]
分子雲の密度は断片化しており、その領域は一般的に塊と核に分類できます。塊は雲のより大きなサブ構造を形成し、平均サイズは 1 pcです。塊は星団の前駆体ですが、すべての塊が最終的に星になるわけではありません。核ははるかに小さく (10 分の 1 程度)、密度が高くなっています。核は重力によって束縛されており、星形成中に収縮します。[ 11 ]
天文学的には、分子雲は短命な構造物であり、存在してから約1000万年後に破壊されるか、大きな構造的および化学的変化を経る。その短い寿命は、分子雲に関連する若い星の年齢範囲（1000万年から2000万年）から推測でき、これは分子雲の内部時間スケールと一致する。[ 13 ]
暗黒星雲内のTタウリ星と星形成領域のOB星の直接観測は、この予測された年齢範囲と一致する。1000万年以上前のOB星には、周囲にかなりの量の雲物質がないという事実は、この時間以降に雲の大部分が散逸したことを示唆しているようだ。雲の中に大量の凍結分子がないことも、短命な構造であることを示唆している。一部の天文学者は、乱流と原子ガスと分子ガスの間の急速な遷移のために、分子が大量に凍結することはなかったと提唱している。[ 13 ]
寿命が短いため、分子雲は絶えず形成され、破壊されている。天文学者は、銀河系で星が形成される速度を計算することで、銀河系で星形成分子雲に集められる星間ガスの量を推測することができる。星に集められる質量の速度は、年間約 3 M☉ である。分子雲の質量のわずか 2% が星に集められるため、天の川銀河では年間150 M☉のガスが分子雲に集められていることになる。 [ 13 ] [ 14 ]
天文学者によって、分子雲形成の2つの可能性のあるメカニズムが提案されている。衝突による雲の成長と、銀河全体に広がるガス層の重力不安定性である。衝突理論のモデルは、分子雲の形成には非常に長い時間スケールが必要であり、そのような構造の平均寿命を超えるため、衝突理論が雲形成の主要なメカニズムではないことを示している。[ 14 ] [ 13 ]
重力不安定性が主なメカニズムである可能性が高い。ガスが多い領域は、隣接する領域により大きな重力を及ぼし、周囲の物質を引き寄せる。この余分な物質によって密度が増加し、重力による引力が増加する。ガス層における重力不安定性の数理モデルは、推定される雲の形成時間の範囲内での形成時間を予測している。[ 14 ] [ 13 ]
分子雲が十分な質量を集めると、構造の最も密度の高い領域が重力によって崩壊し始め、星形成クラスターが形成されます。このプロセスは雲自体にとって非常に破壊的です。星が形成されると、その熱によって周囲の雲の一部を電離し始めます。電離したガスは蒸発し、「シャンパンフロー」と呼ばれる構造で拡散します。[ 15 ]このプロセスは、雲の質量の約2%が星に変換されたときに始まります。恒星風も雲の拡散に寄与することが知られています。星によって拡散されたガスが再び冷えて重力不安定性によって新しい雲に引き込まれると、雲の形成と破壊のサイクルが閉じます。[ 13 ]
星形成は、分子雲の最も密度の高い部分が崩壊し、崩壊した領域がより小さな塊に分裂することから始まります。これらの塊はさらに多くの星間物質を集め、重力収縮によって密度が増していきます。このプロセスは、温度が水素の核融合が起こる点に達するまで続きます。[ 16 ]水素の燃焼によって、重力に逆らうのに十分な熱が発生し、静水圧平衡が成立します。この段階で原始星が形成され、周囲の雲からガスや塵を集め続けます。
最も研究されている星形成領域の 1 つは、地球から近い (140 pcまたは 430 ly離れている)おうし座分子雲です。そのため、分子雲と星形成の関係についてのデータを収集するのに最適な天体となっています。おうし座分子雲にはT タウリ星が埋め込まれています。これらは、恒星発達の初期段階にある変光星の一種で、周囲の雲からガスや塵を集めています。星形成領域の観測は、天文学者が恒星進化に関する理論を発展させるのに役立ってきました。多くのO型星とB型星が分子雲の中または非常に近い場所で観測されています。これらの星のタイプは種族 Iに属し(中には 100 万年未満のものもあります)、誕生場所から遠く離れていないはずです。これらの若い星の多くは雲のクラスターに埋め込まれていることがわかっており、星がその内部で形成されていることを示唆しています。[ 16 ]
太陽の1万倍以上の質量を持つ巨大な分子ガスの集合体は、巨大分子雲（GMC ）と呼ばれます。 [ 18 ] GMCの直径は約15～600光年（5～200パーセク）で、典型的な質量は太陽質量の1万～1000万です。[ 19 ]太陽近傍の平均密度は1立方センチメートルあたり1粒子ですが、GMCの平均体積密度は約10～1000倍です。太陽はGMCよりもはるかに密度が高いですが、GMCの体積は非常に大きいため、太陽よりもはるかに多くの質量を含んでいます。GMCの内部構造は、フィラメント、シート、バブル、不規則な塊の複雑なパターンです。[ 8 ]
フィラメントは分子雲に遍在している。高密度の分子フィラメントは重力で束縛されたコアに断片化し、そのほとんどは星へと進化する。ガスの継続的な降着、幾何学的曲がり、磁場がフィラメントの断片化の詳細な様式を制御している可能性がある。超臨界フィラメントでは、観測により、フィラメントの内幅に匹敵する0.15パーセク間隔の高密度コアの準周期的な鎖が明らかになっている。[ 20 ]フィラメントのかなりの割合が前星および原始星コアを含んでおり、重力で束縛されたコア形成におけるフィラメントの重要な役割を裏付けている。[ 21 ]最近の研究では、分子雲のフィラメント構造が星形成の初期条件と恒星IMFの起源において重要な役割を果たしていることが示唆されている。[ 22 ]
フィラメントや塊の最も密度の高い部分は分子核と呼ばれ、最も密度の高い分子核は高密度分子核と呼ばれ、1立方センチメートルあたり10⁴～10⁶個を超える密度を持つ。典型的な分子核はCOでトレースされ、高密度分子核はアンモニアでトレースされる。分子核内の塵の濃度は通常、背景の星からの光を遮断するのに十分であるため、暗い星雲としてシルエットに見える。[ 23 ]
GMCは非常に大きいため、局所的なGMCは星座のかなりの部分を覆うことがあります。そのため、オリオン分子雲（OMC）やおうし座分子雲（TMC） のように、その星座の名前で呼ばれることがよくあります。これらの局所的なGMCは、太陽の近傍でグールドベルトと一致するリング状に並んでいます。[ 24 ]銀河系で最も質量が大きい分子雲の集まりは、銀河中心から半径120パーセクの非対称なリングを形成しています。このリングの最大の構成要素はいて座B2複合体です。いて座領域は化学的に豊富で、星間空間で新しい分子を探す天文学者によってしばしば例として使用されます。[ 25 ]
重力によって束縛された孤立した小型分子雲で、質量が太陽の数百倍以下のものは、ボック球状体と呼ばれる。小型分子雲の最も密度の高い部分は、巨大分子雲（GMC）に見られる分子核に相当し、しばしば同じ研究に含まれる。
1984年、IRASは新しいタイプの拡散分子雲を特定した。[ 27 ]これらは高銀河緯度で見える拡散フィラメント雲である。これらの雲の典型的な密度は1立方センチメートルあたり30個の粒子である。[ 28 ]
