分子雲

分子雲は、星形成が起こっている場合は恒星の育成場と呼ばれることもある星間雲の一種で、その密度と大きさにより、吸収星雲、分子（最も一般的なのは分子状水素、H ₂ ）の形成、およびH II 領域の形成が可能になります。これは、主に電離ガスを含む星間物質の他の領域とは対照的です。

_{水素分子は赤外線や電波観測では検出が難しいため、H 2}の存在を判定するために最もよく使用される分子は一酸化炭素(CO)です。CO の光度と H _{2 の} 質量の比率は一定であると考えられていますが、他の銀河の観測ではこの仮定を疑う理由があります。^[1]

分子雲の中には高密度の領域があり、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、重力が塵とガスを崩壊させるのに十分な場合、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、電波天文学と天体化学の発展と密接に関係しています。第二次世界大戦中、科学者の小さな集まりで、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ました。^[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でした。

戦争が終わり、アメリカのジャンスキーとレーバーによる先駆的な電波天文観測を知ったオランダの天文学者たちは、かつてドイツ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沿いの皿型アンテナを再利用して電波望遠鏡に改造し、宇宙の奥深くにあ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で構成されています。陽子と電子はどちらもスピン特性を持っています。スピン状態が平行状態から反平行状態（エネルギーの少ない状態）に反転すると、原子は1420.405MHzの周波数でスペクトル線を放射して余分なエネルギーを取り除きます。^[3]

この周波数は、電波帯域の波長にちなんで、一般に21cm線と呼ばれています。21cm線はHIの特徴であり、地球上の天文学者がこの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ようにす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。エウェンとパーセルは1951年3月に21cm線の検出を報告した。同年5月、ミューラーとオールトはクートウェイク天文台の電波望遠鏡を使用して水素輝線を検出したと報告した。^[4]

21cmの輝線が検出されると、電波天文学者は天の川銀河の中性水素分布の地図作成を開始した。ヴァン・デ・フルスト、ミュラー、オールトは、オーストラリアの天文学者チームの支援を受けて、1958年に月刊王立天文学会誌に銀河円盤内の中性水素のライデン・シドニー地図を発表した。これは銀河円盤の最初の中性水素地図であり、その中の渦巻き腕構造を示した最初の地図でもあった。^[4]

ファン・デ・フルスト、オールトらによる原子水素検出の研究に続いて、天文学者たちは電波望遠鏡を定期的に使い始め、今度は星間分子を探しました。1963年、MITのアラン・バレットとサンダー・ウェインレッドは、超新星残骸カシオペヤAでOHの輝線を発見しました。これは、電波波長での星間分子の初めての電波検出でした。^[1]その後すぐにさらに多くの星間OHの検出が続き、1965年には、バークレーのハロルド・ウィーバーと彼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にあるOHの輝線を特定しました。^[4]

1968年、チャン、ランク、タウンズ、ソーントン、ウェルチは星間空間でNH₃反転線放射を検出しました。1年後、ルイス・スナイダーと彼の同僚は星間ホルムアルデヒドを発見しました。また同じ年に、ジョージ・カラザースは分子状水素の特定に成功しました。星間空間での分子の多数の検出は、1970年の分子雲の発見への道を開くことになりました。^[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 H _{2分子を形成します。豊富であるにもかかわらず、H 2}の検出は困難であることが判明しました。対称分子であるため、H ₂分子は回転モードと振動モードが弱く、直接観察することは事実上不可能です。

この問題は、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を特定したときに解決しました。一酸化炭素は、その回転エネルギーと非対称構造のため、H ₂よりもはるかに簡単に検出できます。COはすぐに星形成が起こる雲の主なトレーサーになりました。^[4]

1970年、ペンジアスと彼のチームは、銀河中心から390光年離れたいて座B2として特定された巨大分子雲を含む、銀河中心に近い他の場所ですぐにCOを検出し、史上初の分子雲の検出となった。^{[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た。

これらの構造は極めて重要な役割を果たしているため、研究は時間とともに増加する一方です。2022年に発表された論文では、いて座B2の発見以来10,000を超える分子雲が検出されたと報告されています。^[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％未満を占めるに過ぎないが、最も密度が高い部分でもある。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）のリング内に含まれており（太陽は中心から約8.5キロパーセク離れている）。^[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巻き腕と相関していることを示す。^[7]分子ガスが主に渦巻き腕に存在していることから、分子雲は1000万年（物質が腕領域を通過するのにかかる時間）よりも短い時間スケールで形成および解離しているに違いないことが示唆される。^[8]

銀河面に対して垂直に、分子ガスは銀河円盤の狭い中央面に存在し、特徴的なスケール高Zは約 50 ～ 75 パーセクで、 ISM の温かい原子ガス成分( Zは 130 ～ 400 パーセク) や温かい電離ガス成分( Z は約 1000 パーセク)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力な放射線によって分子雲内に生成される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している。

この分子ガスの分布は長距離にわたって平均化されているが、小規模なガス分布は非常に不規則であり、その大部分は個別の雲や雲複合体に集中している。^[6]

分子雲の星間物質の密度は通常10 ～ 30 cm ^-3で、銀河系内の全星間ガスの約 50% を占めます。^[11]ガスのほとんど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「エンベロープ」を形成し、雲構造にエッジの印象を与える場所です。構造自体は通常不規則で糸状です。^[8]

星から放出される宇宙塵と紫外線は、ガスと柱の密度だけでなく、雲の分子構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。紫外線光子による解離は、雲内で分子物質を原子状態に戻す主なメカニズムです。^[12] 分子雲の領域内の分子含有量は、放射線場の変化や塵の動きや乱れにより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ほとんど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]

分子雲全体の密度は断片化されており、その領域は一般に塊と核に分類できます。塊は雲のより大きな下部構造を形成し、平均サイズは1 pcです。塊は星団の前駆物質ですが、すべての塊が最終的に星を形成するわけではありません。核ははるかに小さく（10倍）、密度が高くなります。核は重力で束縛されており、星形成中に崩壊します。^[11]

天文学的に言えば、分子雲は短命の構造物であり、存在してから約1000万年で破壊されるか、構造的・化学的に大きな変化を遂げる。分子雲の寿命が短いのは、分子雲に関連する若い星の年齢が1000万年から2000万年の範囲にあることから推測でき、これは分子雲の内部タイムスケールと一致している。^[13]

暗黒雲内のTタウリ星と星形成領域内のOB星の直接観測は、この予測された年齢の範囲と一致しています。1000万年以上前のOB星には大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分散していることを示唆しているようです。雲の中に大量の凍結分子がないことも、構造の寿命が短いことを示唆しています。一部の天文学者は、乱流と原子ガスと分子ガス間の高速遷移により、分子が大量に凍結することはなかったと主張しています。^[13]

分子雲は寿命が短いため、絶えず形成と破壊が繰り返されています。銀河系で星が形成される速度を計算することで、天文学者は銀河系内の星形成分子雲に集められている星間ガスの量を推測することができます。星に集められる質量の速度は、年間約 3 M _☉です。分子雲の質量のわずか 2% が星に集められるため、天の川銀河の分子雲では年間150 M _☉のガスが集められています。 ^{[13] [14]}

天文学者らは分子雲の形成メカニズムとして2つの可能性を示唆している。衝突による雲の成長と、銀河全体に広がるガス層における重力不安定性である。衝突理論のモデルは、分子雲の形成に要する時間スケールが非常に長く、そのような構造の平均寿命を超えているため、衝突が雲形成の主なメカニズムではあり得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。ガスの多い領域は、隣接する領域に大きな重力を及ぼし、周囲の物質を引き寄せる。この余分な物質は密度を高め、重力による吸引力を高める。ガス層における重力不安定性の数学モデルは、推定される雲形成時間のタイムスケール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、星形成クラスターを形成します。このプロセスは雲自体に非常に破壊的です。星が形成されると、その熱により周囲の雲の一部をイオン化し始めます。イオン化されたガスは蒸発し、「シャンパンフロー」と呼ばれる形態で分散します。^[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。恒星風も雲の分散に寄与することが知られています。星によって分散されたガスが再び冷却され、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の崩壊を伴い、崩壊した領域が小さな塊に断片化される。これらの塊はより多くの星間物質を凝集し、重力収縮によって密度が増加する。このプロセスは、温度が水素の融合が起こり得る点に達するまで続く。^[16]その後、水素の燃焼により重力に逆らうのに十分な熱が発生し、静水圧平衡が形成される。この段階で原始星が形成され、周囲の雲からガスと塵を凝集し続ける。

最も研究されている星形成領域の 1 つが、地球に近い (140パーセクまたは 430光年離れている) ため、おうし座分子雲であり、分子雲と星形成の関係に関するデータを収集するのに最適な対象となっている。おうし座分子雲には、T 型おうし座星が埋め込まれている。これらは、星の発達の初期段階にある変光星の一種で、周囲の雲からまだガスと塵を集めている。星形成領域の観測は、天文学者が星の進化に関する理論を展開するのに役立ってきた。多くのO型およびB型の星が、分子雲の中またはそのすぐ近くで観測されている。これらの星型はI 種族(一部は 100 万年未満) に属しているため、誕生の場所から遠く離れた場所に移動したはずがない。これらの若い星の多くは雲団に埋め込まれているのが発見されており、星がその中で形成されていることを示唆している。^[16]

太陽の1万倍以上の質量を持つ分子ガスの巨大な集合体^[18]は、巨大分子雲（GMC ）と呼ばれています。GMCの直径は約15〜600光年（5〜200パーセク）で、典型的な質量は1万〜1000万太陽質量です。^[19]太陽付近の平均密度は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倍高くなります。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の下部構造は、フィラメント、シート、泡、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の中に本当に遍在している。高密度の分子フィラメントは重力で束縛されたコアに分裂し、そのほとんどは星へと進化する。ガスの継続的な集積、幾何学的屈曲、磁場がフィラメントの詳細な分裂様式を左右する可能性がある。超臨界フィラメントでは、密度の高いコアの準周期的な鎖が観測により明らかになっており、その間隔はフィラメントの内幅と同程度である。^[20]フィラメントのかなりの部分には前星形成および原始星形成のコアが含まれており、重力で束縛されたコアの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星の IMF の起源に重要な役割を果たしていることが示唆されている。^[22]

フィラメントと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10 ⁴～ 10 ^{6個を超える密度を持ちます。典型的な分子核はCOで追跡され、高密度分子核は}アンモニアで追跡されます。分子核内の塵の濃度は通常、背景の星からの光を遮るのに十分であるため、暗黒星雲としてシルエットで現れます。^[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）など、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、グールドベルトと一致する太陽の近くのリング状に並んでいます。^[24]銀河系で最も大規模な分子雲の集まりは、銀河中心の周囲に半径120パーセクの非対称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索する天文学者によってしばしば例として使用されます。^[25]

重力で束縛された孤立した小さな分子雲で、質量が太陽の数百倍未満であるものは、ボック球状星団と呼ばれます。小さな分子雲の最も密度の高い部分は、大質量星雲に見られる分子核に相当し、同じ研究に含まれることがよくあります。

1984年にIRAS ^[要説明]は新しいタイプの拡散分子雲を特定しました。^{[27]これらは拡散した糸状の雲で、}銀河の高緯度で見ることができます。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個の粒子です。^[28]

• 射手座B2
• ヘビ座・ワシ座リフト
• へびつかい座ロ雲複合体
• 南冠分子雲
• ハエトリグモ分子雲
• ベラ分子リッジ
• ラドクリフ波
  • オリオン分子雲複合体
  • おうし座分子雲
  • ペルセウス分子雲

• Zucker, Catherine; Goodman, Alyssa; Alves, João; Bialy, Shmuel; Koch, Eric W.; Speagle, Joshua S.; Foley, Michael M.; Finkbeiner, Douglas; Leike, Reimar; Enßlin, Torsten; Peek, Joshua EG; Edenhofer, Gordian (2021). 「太陽近傍の3D雲構造のギャラリー」.ハーバード. arXiv : 2109.09765 . doi : 10.3847/1538-4357/ac1f96 . S2CID  237581260.

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