恒星の集団

現在の宇宙論モデルでは、ビッグバンで生成された物質は、ほとんどが水素（75%）とヘリウム（25%）で、リチウムやベリリウムなどの他の軽元素はごくわずかしか含まれていないとされています。^{[ 8 ]}宇宙が十分に冷えると、最初の星は 、汚染する重金属のない種族IIIの星として誕生しました。これが星の構造に影響を与え、恒星の質量が太陽の数百倍になったと考えられています。その結果、これらの大質量星は非常に急速に進化し、その核合成プロセスによって最初の26元素（周期表の鉄 まで）が生成されました。^{[ 9 ]}

多くの理論的な恒星モデルは、ほとんどの大質量種族 III星が急速に燃料を使い果たし、極めてエネルギーの高い対不安定超新星爆発を起こした可能性が高いことを示している。これらの爆発は、その物質を徹底的に散逸させ、金属を星間物質（ISM）に放出し、後の世代の星に取り込まれたと考えられる。これらの星の破壊は、銀河系内に大質量種族 III星が観測できないことを示唆している。^{[ 10 ]}しかし、一部の種族III星は、宇宙の初期の歴史に由来する光を発する高赤方偏移 銀河で見られる可能性がある。 ^{[ 11 ]} 科学者たちは、天の川銀河の渦状腕の連星系で、太陽よりわずかに小さい極めて小さな超金属欠乏星の証拠を発見した。この発見は、さらに古い星を観測できる可能性を開くものである。^{[ 12 ]}

対不安定性超新星を起こすには質量が大きすぎる星は、光崩壊と呼ばれる過程を経てブラックホールに崩壊した可能性が高い。この過程で、相対論的ジェットの形で物質が脱出し、これが宇宙に最初の金属を散布した可能性もある。^{[ 13 ] [ 14 ] [ a ]}

これまでに観測された最も古い星は、種族IIとして知られており、金属量が非常に低い。^{[ 10 ] [ 16 ] [ 7 ]}後続の世代の星が誕生するにつれて、それらの星はより金属に富むようになった。それは、それらが形成されたガス雲が、種族IIIの前の世代の星によって生成された金属に富む塵を受け取ったためである。  

これらの種族IIの恒星が死を迎えると、惑星状星雲や超新星爆発を通して 金属を豊富に含む物質を星間物質に放出し、それによってさらに星雲が金属で満たされ、そこから新しい恒星が形成された。そのため、太陽を含むこれらの最も若い恒星は金属含有量が最も高く、種族Iの恒星として知られている。 

種族 Iの星は、3つの種族の中で最も金属量が多い若い星であり、天の川銀河の渦状腕に多く見られます。太陽は中間的な種族Iの星と考えられていますが、太陽に似たμ Araeは金属量がはるかに豊富です。^{[ 17 ]} （「金属量が多い」という用語は、太陽よりも著しく金属量が多い星を表すために使われます。太陽よりも高いというのは、測定誤差で説明できます。） 

種族 I の恒星は通常、銀河中心を低相対速度で規則的な楕円軌道で公転します。以前は、種族 I の恒星は金属量が多いため、他の 2 つの種族よりも惑星系を持つ可能性が高いと仮説が立てられていました。これは、惑星、特に地球型惑星は金属の集積によって形成されると考えられているためです。^{[ 18 ]}しかし、ケプラー宇宙望遠鏡のデータによる観測では、さまざまな金属量の恒星の周りに小さな惑星が見つかり、比較的金属量の高い恒星の周りには、より大きな潜在的なガス巨大惑星だけが集中していることがわかりました。これは、ガス巨大惑星の形成理論に影響を与える発見です。^{[ 19 ]}中間の種族I と種族II の恒星の間には、中間の円盤種族があります。   

種族 II、つまり金属欠乏星は、ヘリウムより重い元素が比較的少ない星です。これらの天体は、宇宙の初期の時代に形成されました。中間的な種族 II星は、天の川銀河の中心付近のバルジに多く見られますが、銀河ハローで見られる種族II星はより古く、そのため金属欠乏度が高くなっています。球状星団にも多数の種族II星が含まれています。^{[ 20 ]}  

種族II星の特徴 は、全体的な金属量が低いにもかかわらず、種族I星と比較して鉄（Fe）に対するアルファ元素（酸素やネオンなど、アルファ過程で生成される元素）の比率が高いことが多いことです。現在の理論では、これはII型超新星が形成時に星間物質に大きく寄与したのに対し、 Ia型超新星による金属濃縮は宇宙の発展の後の段階で起こったためだと考えられています。^{[ 21 ]} 

特に、極めて低い鉄レベルと非常に高い炭素レベルの組み合わせは、銀河内外の極めて古い/低金属量の星で発見されている^{[ 22 ]} 。超微光矮小銀河Pictor IIの候補種族II星は、太陽の1/43,000未満の鉄レベルと1/160,000未満のカルシウムレベルを持ち、炭素レベルは太陽レベルの3000倍以上であることがわかった^{[ 22 ]} 。Pictor IIは非常に小さいため、激しい超新星爆発は結果として生じたコンパクト天体に落ち込まなかったすべての物質を放出したはずなので、元素はより低いエネルギーの超新星爆発で形成されたと考えられている[ ^{22 ] 。}

科学者たちは、これらの最も古い星を、ティモシー・C・ビアーズらによる HK客観プリズムサーベイ^{[ 23 ]}や、もともとは暗いクエーサーのために始まったノルベルト・クリストリーブらによるハンブルクESOサーベイ^{[ 24 ]} など、いくつかの異なるサーベイでターゲットにしてきた。これまでのところ、彼らは約10個の超金属欠乏星（UMP星）（スネデンの星、ケイレルの星、BD +17° 3248など）と、現在までに知られている最も古い星3つ（HE 0107-5240、HE 1327-2326、HE 1523-0901 ）を発見し、詳細に研究してきた。カファウの星は、2012年にスローン・デジタル・スカイ・サーベイのデータを使用して発見されたときに、これまでで最も金属欠乏の星として特定された。しかし、2014年2月には、SkyMapper天文調査データを利用して発見された、さらに金属量の少ない星SMSS J031300.36-670839.3が発表された。金属欠乏はそれほど極端ではないが、より近く、より明るく、したがってより長く知られているのは、 HD 122563（赤色巨星）とHD 140283（準巨星）である。ED -2ハロー恒星ストリームに位置する地球から2番目に近い既知のブラックホールであるGaia BH3にも、超金属欠乏の伴星がある。その異常に高い質量が約32.70太陽質量であることを考えると、これは、質量の大きい種族II星は質量損失が少なく、金属に富む前駆星から形成された質量限界を超える恒星ブラックホールの形成を可能にしたことを示唆している。^{[ 25 ]} 

種族 III 星^{[ 26 ]}は、極めて質量が大きく、光度が高く、高温の星の仮説上の集団であり、近くにある他の初期の種族III 超新星からの混合噴出物を除いて、実質的に「金属」は含まれていません。この用語は、1965 年に Neville J. Woolf によって初めて導入されました。 ^{[ 27 ] [ 28 ]}このような星は、宇宙のごく初期 (つまり、高赤方偏移) に存在していた可能性が高く、後に惑星や私たちが知っているような生命の形成に必要な、水素よりも重い化学元素の生成を開始した可能性があります。^{[ 29 ] [ 30 ]} 

 種族III 星の存在は物理宇宙論から推測されているが、直接観測されたことはまだない。その存在の間接的な証拠は、宇宙の非常に遠い領域にある重力レンズ銀河で発見されている。 ^{[ 31 ]}これらの星の存在は、ビッグバンでは生成されなかった重元素がクエーサーの放射スペクトルで観測されるという事実を説明できるかもしれない。^{[ 9 ]}また、それらは淡い青色銀河の構成要素であると考えられている。これらの星は、星間物質の大部分を構成する水素ガスの主要な相転移である宇宙の再電離期を引き起こした可能性が高い。銀河UDFy-38135539​​の観測は、この銀河がこの再電離プロセスで役割を果たした可能性があることを示唆している。欧州南天天文台は、ビッグバンから約8億年後の再電離期（ z = 6.60 ）の非常に明るい銀河コスモス赤方偏移7の中に、初期種族星の明るい領域を発見した。銀河の残りの部分には、より後の赤みを帯びた種族II星が存在する。^{[ 29 ] [ 32 ]}種族III星には2世代あったとする理論もある。^{[ 33 ]}   

現在の理論では、最初の星が非常に質量が大きかったかどうかについては意見が分かれている。一つの可能​​性として、これらの星は現在の星よりもはるかに大きく、数百太陽質量、場合によっては最大で1,000 太陽質量にも達したという説がある。このような星は非常に短命で、200万～500 万年しか持たないだろう。^{[ 34 ]}ビッグバン後の重元素の不足と、はるかに高温の星間物質が、このような巨大な星の形成を可能にしたのかもしれない。逆に、2009年と2011年に提唱された理論では、最初の星群は、いくつかの小さな星に囲まれた巨大な星で構成されていた可能性があると示唆されている。^{[ 35 ] [ 36 ] [ 37 ]}小さな星は、誕生した星団にとどまるとガスが蓄積され、現在まで生き残ることはできないが、2017年の研究では、0.8太陽質量（M☉ _）以下の星が質量を蓄積する前に誕生した星団から放出された場合、現在まで生き残り、おそらくは天の川銀河にさえ存在する可能性があると結論付けた。^{[ 38 ]} 

HE 0107-5240のような極めて低金属量の種族 II 星のデータ分析では、これらの星は種族III 星によって生成された金属を含んでいると考えられており、これらの金属のない星の質量は太陽質量の 20 ～ 130 倍であったことが示唆されている。^{[ 39 ]}一方、楕円銀河に関連する球状星団の分析では、通常非常に質量の大きい星に関連するペア不安定性超新星が、それらの金属組成の原因であったことが示唆されている。^{[ 40 ]}これはまた、より小さな種族III 星用に構築されたモデルにもかかわらず、金属量がゼロの低質量星が観測されていない理由も説明している。 ^{[ 41 ] [ 42 ]}金属量がゼロの赤色矮星または褐色矮星（おそらく対不安定超新星^{[ 16 ]}によって生成された）を含む星団は、暗黒物質の候補として提案されているが、^{[ 43 ] [ 44 ]}重力マイクロレンズによるこれらのタイプのMACHOの探索は否定的な結果をもたらしている。   

種族 III星は、初期宇宙におけるブラックホールの種と考えられています。直接崩壊型ブラックホールのような大質量ブラックホールの種とは異なり、これらの星は軽いブラックホールを生み出したと考えられています。もしこれらの星が予想以上に大きな質量に成長していたとしたら、準星、つまり水素やヘリウムがより重い元素によって汚染される前の宇宙の初期段階に存在したであろう、もう一つの仮説上の重ブラックホールの種であった可能性があります。

 NASAのジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は、種族III星の検出を目標としている。^{[ 45 ]}

2022年12月8日、天文学者たちはRX J2129–z8He IIと呼ばれる高赤方偏移銀河で、種族III星の検出の可能性を報告した。^{[ 46 ] [ 47 ]}

2025年10月27日、天文学者たちは天体物理学ジャーナルレターズに論文を発表し、 LAP1-Bは赤方偏移z=6.6、総質量が最大2700太陽質量で、種族III星とみなされる星の3つの最も重要な基準を満たしているように見える、観測された最初の種族III星の星団である可能性があると報告した。^{[ 48 ] [ 49 ]}