散開星団

散開星団
プレアデス星団は最も有名な散開星団の一つです。
特徴
タイプ	ゆるやかな星団
サイズ範囲	直径30光年未満
密度	約 1.5 星 / 立方メートル
外部リンク
メディアカテゴリー
Q11387
追加情報

散開星団は、同じ巨大分子雲から形成され、ほぼ同じ年齢の数十から数千の恒星で構成される星団の一種です。天の川銀河内では1,100を超える散開星団が発見されており、さらに多くの散開星団が存在すると考えられています。^{[1]各散開星団は相互の}重力によって緩く結びついており、銀河中心を周回する際に他の星団やガス雲との接近遭遇によって分裂します。その結果、内部の接近遭遇や銀河本体への分散によって星団メンバーが失われる可能性があります。^[2]散開星団は通常数億年存続し、最も質量の大きいものは数十億年存続します。対照的に、より質量の大きい球状星団はメンバーに強い重力を及ぼし、より長く存続できます。散開星団は、活発な星形成が起こっている渦巻き銀河と不規則銀河でのみ発見されています。^[3]

若い散開星団は、それらが形成された分子雲内に閉じ込められ、分子雲を照らしてH II 領域を形成する可能性があります。^[4]時間の経過とともに、星団からの放射圧によって分子雲が分散します。通常、ガス雲の質量の約 10% が星に凝集し、その後放射圧によって残りのガスが追い出されます。

散開星団は恒星の進化を研究する上で重要な天体である。散開星団のメンバーは年齢と化学組成が類似しているため、その特性（距離、年齢、金属量、減光、速度など）は孤立した恒星よりも簡単に判定できる。^[1]プレアデス星団、ヒアデス星団、ペルセウス座α星団など、多くの散開星団は肉眼で見ることができる。二重星団など他の散開星団は機器なしではほとんど知覚できないが、双眼鏡や望遠鏡を使用すればさらに多くの散開星団を見ることができる。野鴨星団（M11）はその一例である。^[5]

おうし座にあるプレアデス星団は、古代から星団として認識されてきたが、ヒアデス星団（これもおうし座の一部）は最も古い散開星団の一つである。他の散開星団は、初期の天文学者によって、解像されていないぼんやりとした光の斑点として記録されていた。ローマの天文学者プトレマイオスは著書『アルマゲスト』の中で、プレセペ星団、ペルセウス座の二重星団、かみのけ座星団、プトレマイオス星団について言及しており、ペルシャの天文学者アル＝スーフィーはオミクロン星団について書いている。^{[7]しかし、これらの「星雲」を構成星に分解するには、}望遠鏡の発明が必要であった。^[8]実際、1603年にヨハン・バイエルは、これらの星団のうち3つを、あたかも単独の星であるかのように命名した。 ^[9]

望遠鏡を使って夜空を観察し、その観察結果を記録した最初の人物は、1609年のイタリアの科学者ガリレオ・ガリレイでした。ガリレオが望遠鏡をプトレマイオスが記録した星雲状の斑点に向けると、それらは単一の星ではなく、多くの星の集まりであることが分かりました。プレセペは40以上の星を発見しました。それまでの観測者はプレアデス星団で6～7個の星しか記録していませんでしたが、彼はほぼ50個を発見しました。 ^[11]ガリレオ・ガリレイは1610年の論文「星雲の報告」で、「銀河とは、無数の星が集まって集まった塊にほかなりません」と書いています。^[12]ガリレオの研究に影響を受けたシチリアの天文学者ジョヴァンニ・オディエルナは、望遠鏡を使ってこれまで発見されていなかった散開星団を発見した最初の天文学者になった可能性があります。^{[13] 1654年に彼は、現在}メシエ41、メシエ47、NGC 2362、NGC 2451と命名されている天体を特定した。^[14]

1767年には早くも、星団内の星々が物理的に関連していることが認識されていた。^[15]イギリスの博物学者ジョン・ミッシェル牧師は、プレアデス星団のような星団が地球から見た場合に偶然の並びの結果である確率は、たった1/496,000であると計算した。^[16] 1774年から1781年にかけて、フランスの天文学者シャルル・メシエは、彗星に似た星雲状の天体のカタログを出版した。このカタログには26の散開星団が含まれていた。^[9] 1790年代、イギリスの天文学者ウィリアム・ハーシェルは、星雲状の天体の広範な研究を開始した。彼は、これらの特徴の多くが個々の星のグループに分解できることを発見した。ハーシェルは、星は最初は宇宙に散らばっていたが、後に重力によって星系として密集するようになったという考えを思いついた。^[17]彼は星雲を8つのクラスに分類し、クラスVIからVIIIは星団の分類に使用されました。^[18]

天文学者の努力により、知られている星団の数は増え続けた。数百の散開星団が、1888年にデンマーク系アイルランド人の天文学者JLEドレイヤーによって最初に出版された新総合カタログと、 1896年と1905年に出版された2つの補足索引カタログに掲載された。 ^[9]望遠鏡による観測により、2つの異なるタイプの星団が明らかになった。1つは、数千の星が規則的な球状分布で空全体に分布していたが、天の川銀河の中心に向かって優先的に分布していた。^[19]もう1つのタイプは、より不規則な形をしており、一般に星の数がまばらであった。これらは一般に天の川銀河面内またはその近くで発見された。 ^{[20] [21]}天文学者は前者を球状星団、後者を散開星団と呼んだ。散開星団はその位置から銀河団と呼ばれることもあるが、この用語は1925年にスイス系アメリカ人の天文学者ロバート・ジュリアス・トランプラーによって導入された。^[22]

星団内の星の位置のマイクロメータ測定は、1877年にドイツの天文学者E.シェーンフェルトによって行われ、1923年に亡くなるアメリカの天文学者EEバーナードによってさらに追求されました。これらの努力によって恒星の動きの兆候は検出されませんでした。^[23]しかし、1918年にオランダ系アメリカ人の天文学者アドリアーン・ファン・マーネンは、異なる時期に撮影された写真乾板を比較することにより、プレアデス星団の一部の星の固有運動を測定することができました。^[24]天体測定がより正確になるにつれて、星団の星は空間内で共通の固有運動を共有していることがわかりました。1918年に撮影されたプレアデス星団の写真乾板を1943年に撮影された画像と比較することにより、ファン・マーネンは、固有運動が星団の平均運動に似ており、したがって星団のメンバーである可能性が高い星を特定することができました。^[25] 分光測定により共通の視線速度が明らかになり、星団がグループとして結合した星々で構成されていることが示された。^[1]

散開星団の最初の色等級図は、 1911年にエイナール・ヘルツシュプルングによって発表され、プレアデス星団とヒアデス 星団の図が示された。彼はその後20年間、散開星団に関する研究を続けた。分光データから、散開星団の内部運動の上限を決定し、これらの天体の総質量が太陽の質量の数百倍を超えないと推定した。彼は星の色と等級の関係を実証し、1929年にヒアデス星団とプレセペ星団がプレアデス星団とは異なる恒星集団を持っていることに気づいた。これは後に3つの星団の年齢の差として解釈されることになった。^[26]

散開星団の形成は、太陽の数千倍もの質量を持つ冷たく濃いガスと塵の雲である巨大分子雲の一部が崩壊することから始まる。これらの雲の密度は1cm3あたり中性水素分子10 2 ～ 10 6 個で^、 1cm3あたり¹⁰ 4^個以上^の密度の領域で星形成が起こる。通常、後者の密度を超えるのは雲の体積のわずか1～10%である。^[27]崩壊する前、これらの雲は磁場、乱流、回転によって機械的平衡を保っている。^[28]

多くの要因が巨大分子雲の平衡を崩し、崩壊を引き起こし、散開星団につながる星形成の爆発を引き起こす可能性がある。これらの要因には、近くの超新星からの衝撃波、他の雲との衝突、重力相互作用などがある。外部からの引き金がなくても、雲の領域は崩壊に対して不安定になる条件に達する可能性がある。^[28]崩壊する雲領域は、赤外線暗黒雲として知られる特に密度の高い形態を含む、より小さな塊へと階層的に断片化され、最終的には数千個もの星の形成につながる。この星形成は崩壊する雲に覆われて始まり、原始星は視界から遮られるが、赤外線観測は可能である。^[27]天の川銀河では、散開星団の形成率は数千年に1つと推定されている。^[29]

新しく形成された恒星の中で最も高温で質量の大きい恒星（OB星と呼ばれる）は、強力な紫外線を放射し、巨大分子雲の周囲のガスを着実に電離させて、HII領域を形成する。恒星風と大質量星からの放射圧により、高温の電離ガスがガス中の音速に匹敵する速度で追い出される。数百万年後、星団は最初の中心核崩壊型超新星爆発を経験し、これによっても付近のガスが放出される。ほとんどの場合、これらのプロセスにより1000万年以内に星団からガスが除去され、それ以上の星形成は起こらない。それでも、結果として生じる原始星の約半分は、多くが降着円盤を形成する恒星周円盤に囲まれたままになる。 ^[27]

星を形成するのは雲核のガスのわずか30～40%だけなので、残留ガスの放出のプロセスは星形成プロセスに非常にダメージを与えます。したがって、すべての星団は幼少時の大幅な重量減少を経験し、大部分は幼少時の死亡を経験します。この時点で、散開星団の形成は、新しく形成された星が互いに重力で結合しているかどうかに依存します。そうでない場合は、結合されていない恒星の結合が発生します。プレアデスのような星団が形成される場合でも、元の星の3分の1しか保持されず、残りはガスが放出されると結合しなくなります。^[30]このように生まれた星団から解放された若い星は、銀河系のフィールドの個体群の一部になります。

ほとんどすべての恒星は星団を形成するため、星団は銀河の基本的な構成要素とみなされます。多くの星団の形成と破壊を引き起こす激しいガス放出イベントは、銀河の形態的および運動学的構造に痕跡を残します。^[31]ほとんどの散開星団は、少なくとも100個の恒星と50太陽質量以上の質量で形成されます。最大の星団は10 ⁴太陽質量を超えることもあり、大質量星団のウェスタールンド1は5 × 10 ⁴太陽質量と推定され、 R136はほぼ5 x 10 ⁵で、球状星団の典型です。^{[27]散開星団と球状星団はかなり異なる2つのグループを形成しますが、}パロマー12などの非常にまばらな球状星団と非常に豊富な散開星団の間には、本質的な違いはあまりないかもしれません。一部の天文学者は、2種類の星団は同じ基本的なメカニズムによって形成されるが、数十万の星を含む非常に豊富な球状星団の形成を可能にした条件が天の川銀河ではもはや存在しないという違いがあると考えている。^[32]

同じ分子雲から2つ以上の別々の散開星団が形成されることはよくあります。大マゼラン雲では、ホッジ301とR136の両方がタランチュラ星雲のガスから形成されましたが、私たちの銀河系では、近くの2つの著名な散開星団であるヒアデス星団とプレセペ星団の空間での動きをたどると、約6億年前に同じ雲で形成されたことが示唆されています。^[33]時には、同時に生まれた2つの星団が連星団を形成することがあります。天の川銀河で最もよく知られている例は、 NGC 869とNGC 884の二重星団（ペルセウス座h星とχ星としても知られています）ですが、少なくともさらに10個の二重星団が存在することが知られています。^[34]新たな研究によると、セフェイド座流星群を擁するM25は、NGC 6716およびコリンダー394とともに三連星団を構成している可能性がある。^[35]小マゼラン雲と大マゼラン雲 にはさらに多くの連星団が知られているが、投影効果により天の川銀河内の無関係な星団が互いに近くに見えることがある ため、外部システムでは私たちの銀河よりも簡単に検出できる。

散開星団は、数個の星しか存在しない非常にまばらな星団から、数千個の星を含む大規模な集合体までさまざまです。散開星団は通常、非常にはっきりとした高密度の核と、それを取り囲む散在する星団メンバーの「コロナ」で構成されています。核の直径は通常約 3～4 光年で、コロナは星団の中心から約 20 光年まで伸びています。星団の中心の典型的な星密度は、 1 立方光年あたり約 1.5 個です。太陽の近くの星密度は、1 立方光年あたり約 0.003 個です。^[37]

散開星団は、1930年にロバート・トランプラーが開発した方式に従って分類されることが多い。トランプラー方式では、散開星団に3つの部分からなる指定が与えられ、 IからIVまでのローマ数字は散開星団の差が小さいか大きいかを表し、 1から3までのアラビア数字は星団メンバーの明るさの範囲（小さい範囲から大きい範囲まで）を表し、p、m、rは散開星団に星が少ないか、中程度か、多いかを表す。散開星団が星雲内にある場合は「n」が付加される。^[38]

トランプラー体系では、プレアデス星団はI3rnに分類され、近くのヒアデス星団はII3mに分類されます。

我々の銀河系には1,100を超える散開星団が知られているが、実際の総数はその10倍にも達する可能性がある。^[39]渦巻銀河では、散開星団は主に渦巻き腕に存在し、そこではガス密度が最も高く、ほとんどの星形成が起こるため、星団は渦巻き腕を越える前に分散してしまうのが普通である。散開星団は銀河面近くに強く集中しており、銀河系内のスケールハイトは約180光年であるのに対し、銀河半径は約5万光年である。^[40]

不規則銀河では、散開星団は銀河全体に見られますが、ガス密度が最も高い場所では散開星団の密度が最も高くなります。^{[41]散開星団は}楕円銀河には見られません。楕円銀河では数百万年前に星形成が停止したため、もともと存在していた散開星団はずっと前に散在しています。^[42]

天の川銀河では、銀河団の分布は年齢に依存しており、古い銀河団は銀河中心から遠い場所に優先的に見られ、一般的には銀河面よりかなり上または下にあります。^[43] 潮汐力は銀河中心に近づくほど強くなり、銀河団の崩壊率が増加します。また、銀河団の崩壊を引き起こす巨大分子雲は銀河の内側の領域に集中しているため、銀河の内側の領域にある銀河団は外側の領域にあるものよりも若い年齢で分散する傾向があります。^[44]

散開星団は、星のほとんどが寿命を迎える前に分散する傾向があるため、その光は若くて熱い青い星によって支配される傾向があります。これらの星は最も質量が大きく、寿命は数千万年と最も短いです。古い散開星団には、より多くの黄色い星が含まれる傾向があります。^[45]

連星系の頻度は散開星団の外側よりも散開星団内で高いことが観測されている。これは、単独の星が動的相互作用によって散開星団から放出される証拠と考えられている。^[46]

いくつかの散開星団には、星団の他の部分よりもはるかに若いと思われる高温の青い星が含まれています。これらの青色はぐれ星は球状星団でも観測されており、球状星団の非常に密度の高い中心核では、星が衝突してより高温で質量の大きい星が形成されるときに発生すると考えられています。しかし、散開星団の星の密度は球状星団のそれよりもはるかに低く、星の衝突では観測される青色はぐれ星の数を説明できません。代わりに、それらのほとんどは、他の星との力学的相互作用によって連星系が1つの星に合体したときに発生すると考えられています。^[47]

中質量から低質量の恒星は、核融合反応で水素を使い果たすと、外層をはがして惑星状星雲を形成し、白色矮星へと進化する。ほとんどの星団は、星団の大部分が白色矮星の段階に達する前に分散するが、散開星団内の白色矮星の数は、星団の年齢と星の予想される初期の質量分布を考えると、予想される数よりもはるかに少ないのが一般的である。白色矮星が少ない理由の1つとして、赤色巨星が外層をはがして惑星状星雲になるとき、物質の損失がわずかに非対称なため、恒星は毎秒数キロメートルの「衝撃」を受け、星団から弾き出される可能性がある、という可能性が考えられる。^[48]

散開星団は密度が高いため、星同士の接近遭遇がよく起こる。^[要出典]半質量半径が 0.5 パーセクの 1,000 個の星からなる典型的な星団では、平均して 1 つの星が他の星と 1,000 万年に 1 回遭遇する。密度の高い星団ではこの割合はさらに高くなる。これらの遭遇は、多くの若い星を取り囲む物質の拡張された星周円盤に大きな影響を与える可能性がある。大きな円盤の潮汐擾乱により、巨大な惑星や褐色矮星が形成され、主星から 100  AU以上の距離に伴星が生成される可能性がある。^[49]

多くの散開星団は本質的に不安定で、質量が小さいため、システムの脱出速度は構成星の平均速度よりも低くなります。これらの星団は数百万年以内に急速に分散します。多くの場合、星団を形成したガスが高温の若い星の放射圧によって剥ぎ取られ、星団の質量が急速に分散できるほど減少します。^[50]

周囲の星雲が蒸発した後も重力で結びつくだけの質量を持つ星団は、数千万年にわたって独立したままであるが、時間の経過とともに、内部および外部のプロセスによって分散する傾向がある。内部的には、星間の接近により、星団メンバーの速度が星団の脱出速度を超える可能性がある。その結果、星団メンバーは徐々に「蒸発」する。^[51]

外部的には、散開星団はおよそ 5 億年に 1 度、分子雲の近くを通過する、または分子雲を通り抜けるなどの外部要因によって乱される傾向がある。このような遭遇によって発生する重力潮汐力は、星団を乱す傾向がある。最終的に、星団は星の流れとなり、星団となるほど密集しているわけではないが、すべてが関連しており、同様の方向に同様の速度で移動する。星団が乱れる時間スケールは、その星団の初期の星の密度に依存し、より密集した星団はより長く存続する。元の星団メンバーの半分が失われる星団の推定半減期は、元の密度に応じて 1 億 5000 万年から 8 億年の範囲である。 ^[51]

星団が重力的に束縛されなくなった後も、星団を構成する多くの恒星は、同様の軌道で宇宙を移動し続けます。これは、星団、移動星団、または移動群として知られています。おおぐま座の「すき」にある最も明るい星のいくつかは、かつて散開星団のメンバーであり、現在はそのような集団を形成しています。この場合は、おおぐま座移動星団です。^[52]最終的に、それらの相対速度がわずかに異なるため、それらは銀河全体に散らばります。より大きな星団は、十分に離れた星の速度と年齢が似ていることがわかった場合、ストリームと呼ばれます。^{[53] [54]}

散開星団のヘルツシュプルング・ラッセル図を描くと、ほとんどの星は主系列上に位置する。^[55]最も質量の大きい星は主系列から離れて進化し始め、赤色巨星になりつつある。主系列からの分岐点の位置から、星団の年齢を推定することができる。^[56]

散開星団の星々は地球からほぼ同じ距離にあり、ほぼ同じ時期に同じ物質から生まれたため、星団メンバー間の見かけの明るさの違いは質量のみによるものです。^[55]このため、散開星団は星の進化の研究に非常に役立ちます。なぜなら、ある星と別の星を比較する場合、多くの可変パラメータが固定されているからです。^[56]

散開星団の星におけるリチウムとベリリウムの存在量の研究は、星の進化と内部構造に関する重要な手がかりを与えることができる。水素原子核は温度が約1000万 Kに達するまでヘリウムに融合できないが、リチウムとベリリウムはそれぞれ250万Kと350万Kの温度で破壊される。つまり、それらの存在量は星の内部でどれだけ混合が起こるかに大きく依存する。散開星団の星におけるそれらの存在量を研究することで、年齢や化学組成などの変数を確定することができる。^[57]

研究により、これらの軽元素の存在量は恒星進化モデルが予測するよりもはるかに少ないことが示されています。この不足の理由はまだ完全には解明されていませんが、1つの可能性として、恒星内部の対流が、通常は放射がエネルギー輸送の主なモードである領域に「行き過ぎる」可能性があると考えられます。^[57]

天体までの距離を測定することは、天体を理解する上で非常に重要ですが、ほとんどの天体は遠すぎて、距離を直接測定することはできません。天体距離スケールの較正は、距離を直接測定できる最も近い天体と、徐々に遠ざかる天体を関連付ける、間接的で時には不確実な一連の測定に依存しています。^[58]散開星団はこの一連の測定において重要なステップです。

最も近い散開星団の距離は、2つの方法のいずれかで直接測定できる。まず、他の個々の星と同様に、近くの散開星団の星の視差（地球が太陽の周りを公転する軌道の一方から他方へ移動することによって生じる、1年間の見かけの位置の小さな変化）を測定することができる。プレアデス星団、ヒアデス星団、その他約500光年以内にあるいくつかの星団は、この方法が実行できるほど十分近く、ヒッパルコス位置測定衛星の結果から、いくつかの星団の正確な距離が得られた。^{[59] [60]}

もう 1 つの直接的な方法は、いわゆる移動星団法です。これは、星団の星が空間を共通の運動をしているという事実に基づいています。星団メンバーの固有運動を測定し、空を横切る見かけの運動をプロットすると、星団メンバーが消失点に収束することがわかります。星団メンバーの視線速度は、スペクトルのドップラーシフト測定から決定できます。視線速度、固有運動、星団から消失点までの角距離がわかれば、簡単な三角法で星団までの距離がわかります。ヒアデス星団はこの方法の最もよく知られた応用例であり、距離は 46.3 パーセクであることがわかりました。^[61]

近くの星団までの距離が判明したら、さらに技術を駆使して距離の尺度をより遠くの星団まで拡張できる。ヘルツシュプルング・ラッセル図上で既知の距離にある星団の主系列を、より遠くにある星団の主系列と一致させることで、より遠くにある星団までの距離を推定できる。最も近い散開星団はヒアデス星団である。プラウ星団のほとんどからなる恒星団はヒアデス星団の半分ほどの距離にあるが、恒星は互いに重力で結びついていないため、散開星団というよりは恒星団である。我々の銀河系で最も遠い散開星団として知られるのはバークレー29で、距離は約15,000パーセクである。^[62]散開星団、特に超星団は、多くの局部銀河群やその近傍の銀河で容易に検出できる。例えば、NGC 346や超銀河団のR136、NGC 1569 A、Bなどである。

散開星団の距離に関する正確な知識は、セファイド変光星などの変光星が示す周期と光度の関係を較正するために不可欠であり、これにより、それらを標準光源として使用することができます。これらの明るい星は遠方から検出でき、その後、距離のスケールを局部銀河群の近くの銀河に拡張するために使用されます。 ^{[63]実際、NGC 7790と指定された散開星団には、3つの}古典的なセファイド変光星があります。^{[64] [65]} RRリラ変光星は散開星団に関連付けるには古すぎるため、代わりに球状星団で発見されています。

散開星団内の星々は、散開星団外の星々と同様に太陽系外惑星を宿すことができる。例えば、散開星団NGC 6811には、ケプラー66とケプラー67という2つの既知の惑星系が含まれている。さらに、ビーハイブ星団にはいくつかのホットジュピターが存在することが知られている。^[66]

• 散開星団のリスト
• グループの移動
• 散開星団ファミリー
• 散開星団残骸

• カウフマン、WJ (1994)。ユニバース。WHフリーマン。ISBN 0-7167-2379-4。
• スミス、EVP、ジェイコブス、KC、ゼイリック、M.、グレゴリー、SA (1997)。『天文学と天体物理学入門』トムソンラーニング。ISBN 0-03-006228-4。

ウィキメディア・コモンズには、散開星団に関連するメディアがあります。

この記事を聞く（27分）

この音声ファイルは、2006 年 7 月 16 日付のこの記事の改訂版から作成されたもので、その後の編集は反映されていません。 ( 2006-07-16 )

(音声ヘルプ ·その他の音声記事)

• 宝石箱 (NGC 4755 またはカッパ十字星団とも呼ばれる) – 十字星座の散開星団 @ SKY-MAP.ORG
• 散開星団 @ SEDS メシエページ
• 散開星団の概要
• 移動クラスター法
• 散開星団 – 情報とアマチュア観測