星形成

星形成とは、星間空間の分子雲内の高密度領域（「星のゆりかご」または「星形成領域」と呼ばれることもある）が収縮して星を形成する過程である。^{[ 1 ]}天文学の一分野として、星形成には、星形成過程の前駆物質としての星間物質（ISM）と巨大分子雲（GMC）の研究、およびその直接の産物としての原始星と若い恒星天体の研究が含まれる。これは、天文学の別の分野である惑星形成と密接に関連している。星形成理論は、単一の星の形成を説明するだけでなく、連星の統計と初期質量関数も説明する必要がある。ほとんどの星は孤立して形成されるのではなく、星団または星の集合体と呼ばれる星のグループの一部として形成される。^{[ 2 ]}

原始星雲は、重力結合エネルギーが除去される限り収縮を続ける。この余剰エネルギーは主に放射によって失われる。しかし、収縮する雲はやがて自身の放射に対して不透明になり、エネルギーは他の手段によって除去されなければならない。雲内の塵は60～100 Kの温度に加熱され、これらの粒子は雲が透明な遠赤外線の波長で放射する。したがって、塵は雲のさらなる収縮を媒介する。^{[ 29 ]}

崩壊中、雲の密度は中心に向かって増加するため、まず中央領域が光学的に不透明になります。これは密度が約10 ⁻¹³ g / cm ³のときに起こります。崩壊が実質的に停止する最初の静水圧核と呼ばれるコア領域が形成されます。この領域はビリアル定理によって決定されるように温度が上昇し続けます。この不透明な領域に向かって落下するガスは、この領域と衝突して衝撃波を発生させ、コアをさらに加熱します。^{[ 30 ]}

中心温度が約2000 Kに達すると、熱エネルギーによって H ₂分子が解離します。^{[ 30 ]}続いて、水素原子とヘリウム原子の電離が起こります。これらのプロセスは収縮のエネルギーを吸収し、自由落下速度での崩壊期間に匹敵する時間スケールで収縮を継続させます。^{[ 31 ]}落下する物質の密度が約 10 ⁻⁸ g / cm ³に達すると、その物質は十分に透明になり、原始星から放射されるエネルギーが逃げ出します。原始星内部の対流と外部からの放射の組み合わせにより、星はさらに収縮します。^{[ 30 ]}これは、ガスが十分に高温になり、内部圧力が原始星をさらなる重力崩壊から支えるまで続きます。この状態は静水圧平衡と呼ばれます。この降着段階がほぼ完了すると、結果として生じる天体は原始星として知られています。^{[ 4 ]}

原始星への物質の降着は、新たに形成された周星円盤から部分的に継続する。密度と温度が十分に高くなると、重水素核融合が始まり、その結果生じる放射線の外向きの圧力によって崩壊は減速する（ただし停止はしない）。雲を構成する物質は原始星に「降り注ぎ」続ける。この段階では、ハービッグ・ハロー天体と呼ばれる双極性ジェットが生成される。これはおそらく、降着物質の過剰な角運動量を排出し、星の形成を継続させる手段であると考えられる。

周囲のガスと塵のエンベロープが拡散し、降着過程が停止すると、その星は前主系列星（PMS星）とみなされます。これらの天体のエネルギー源は、主系列星の水素燃焼とは異なり、 （重力収縮）ケルビン・ヘルムホルツ機構です。PMS星は、ヘルツシュプルング・ラッセル（H-R）図上で林トラックをたどります。^{[ 33 ]}収縮は林限界に達するまで進行し、その後は温度が安定したままケルビン・ヘルムホルツ時間スケールで収縮が続きます。その後、 0.5太陽質量_未満の星は主系列星に加わります。より質量の大きいPMS星の場合、林トラックの終わりに、ヘニートラックに従って静水圧平衡に近い状態でゆっくりと崩壊します。^{[ 34 ]} 

最後に、恒星の中心部で水素の核融合が始まり、周囲を取り囲む物質が吹き飛ばされる。これにより原始星段階が終わり、H-R図上で恒星の主系列段階が始まる。

質量が約1太陽_質量以下の恒星では、星形成過程の各段階は明確に定義されています。質量が大きい恒星では、星形成過程の長さは他の進化の時間スケールに比べてはるかに短く、過程はそれほど明確に定義されていません。恒星のその後の進化は、恒星進化論で研究されています。 

星形成の重要な要素は、可視光以外の波長で観測することによってのみ得られます。星の存在の原始星段階は、ほぼ例外なく、 GMCから残された高密度のガスと塵の雲の奥深くに隠されています。多くの場合、ボック球状体として知られるこれらの星形成繭は、周囲のガスからの明るい放射を背景にシルエットとして見ることができます。^{[ 35 ]}星の生涯の初期段階は、可視光よりも塵を透過しやすい赤外線で見ることができます。^{[ 36 ]}そのため、広視野赤外線探査機(WISE) による観測は、多数の銀河原始星とその親星団を明らかにする上で特に重要でした。^{[ 37 ] [ 38 ]} このような埋め込まれた星団の例としては、FSR 1184、FSR 1190、Camargo 14、Camargo 74、Majaess 64、Majaess 98 などがあります。^{[ 39 ]}

分子雲の構造と原始星の影響は、近赤外線消光マップ（単位面積あたりの星の数を数え、近くの消光ゼロの空域と比較したもの）、連続ダスト放射、COやその他の分子の回転遷移で観測できます。後者の2つはミリ波およびサブミリ波帯で観測されます。原始星と初期星からの放射は赤外線天文学の波長で観測する必要があります。なぜなら、星が形成されている雲の残りの部分による消光が大きすぎて、可視光領域で観測できないからです。地球の大気は20μmから850μmまでほぼ完全に不透明で、200μmと450μmに狭い窓があるため、これはかなりの困難を伴います。この範囲外でも、大気減算技術を使用する必要があります。

X-ray observations have proven useful for studying young stars, since X-ray emission from these objects is about 100–100,000 times stronger than X-ray emission from main-sequence stars.^[41] The earliest detections of X-rays from T Tauri stars were made by the Einstein X-ray Observatory.^[42][43] For low-mass stars X-rays are generated by the heating of the stellar corona through magnetic reconnection, while for high-mass O and early B-type stars X-rays are generated through supersonic shocks in the stellar winds. Photons in the soft X-ray energy range covered by the Chandra X-ray Observatory and XMM-Newton may penetrate the interstellar medium with only moderate absorption due to gas, making the X-ray a useful wavelength for seeing the stellar populations within molecular clouds. X-ray emission as evidence of stellar youth makes this band particularly useful for performing censuses of stars in star-forming regions, given that not all young stars have infrared excesses.^[44] X-ray observations have provided near-complete censuses of all stellar-mass objects in the Orion Nebula Cluster and Taurus Molecular Cloud.^[45][46]

The formation of individual stars can only be directly observed in the Milky Way Galaxy, but in distant galaxies star formation has been detected through its unique spectral signature.

Initial research indicates star-forming clumps start as giant, dense areas in turbulent gas-rich matter in young galaxies, live about 500 million years, and may migrate to the center of a galaxy, creating the central bulge of a galaxy.^[47]

On February 21, 2014, NASA announced a greatly upgraded database for tracking polycyclic aromatic hydrocarbons (PAHs) in the universe. According to scientists, more than 20% of the carbon in the universe may be associated with PAHs, possible starting materials for the formation of life. PAHs seem to have been formed shortly after the Big Bang, are widespread throughout the universe, and are associated with new stars and exoplanets.^[48]

2018年2月、天文学者たちは、ビッグバンから約1億8000万年後に形成された初期の星からの光を間接的に検出した再電離期の信号を初めて報告した。^{[ 49 ]}

2019年10月22日に発表された記事では、約125億光年離れた塵の雲に覆われた巨大な星形成銀河3MM-1の検出について報告した。^{[ 50 ]}質量は約10× ^10.8太陽質量で、星形成率は天の川銀河の約100倍だった。^{[ 51 ]}

質量が異なる恒星は、それぞれわずかに異なるメカニズムで形成されると考えられている。観測によって十分に裏付けられている低質量星形成理論では、低質量星は分子雲内の回転する密度増大領域の重力崩壊によって形成されるとされている。前述のように、回転するガスと塵の雲の崩壊によって降着円盤が形成され、そこを通って物質が中心の原始星へと流れ込む。しかし、質量が約8太陽_質量を超える恒星については、恒星形成のメカニズムは十分に解明されていない。 

大質量星は大量の放射線を放出し、それが落下する物質に圧力をかけます。かつては、この放射圧が大質量原始星への降着を阻止し、数十太陽質量を超える質量の星の形成を妨げるほど大きいと考えられていました。^{[ 57 ]}理論的な研究では、ジェットとアウトフローの生成によって空洞が作られ、そこから大質量原始星からの放射線の大部分が、円盤を通って原始星への降着を妨げることなく脱出できることが示されています。^{[ 58 ] [ 59 ]}したがって、現在の考えでは、大質量星は低質量星が形成されるのと同様のメカニズムで形成される可能性があると考えられています。

少なくとも一部の大質量原始星が実際に降着円盤に囲まれているという証拠が増えつつある。^{[ 60 ]} 大質量原始星の円盤降着は、低質量原始星と同様に、重力不安定性の結果として塊状で不連続な降着率が生じ、断続的な降着のバーストを示すと予想される。大質量原始星の降着バーストは観測的に確認されている。^{[ 60 ] [ 61 ] [ 62 ]}大質量原始星の周囲に大質量原始星円盤候補が検出されていることは、原始星の総質量がその原始星円盤の特性に寄与するという理論と一致する。^{[ 63 ]}大質量星形成の他のいくつかの理論は、観測的に検証される必要がある。これらのうち、おそらく最も注目すべきは、競合的降着理論であり、これは、質量の大きな原始星は、小さな局所領域からではなく、親分子雲全体から物質を引き込むために他の原始星と競合する低質量原始星によって「種付け」されることを示唆している。^{[ 64 ] [ 65 ]}高質量連星系の磁気特性は、磁場が遠方でより顕著であることを示しており、円盤の断片化を引き起こす可能性がある。^{[ 66 ]}他の研究では、より強い磁場がガス雲の断片化を変化させ、高質量星の生成を増加させる可能性があることが示されている。^{[ 67 ]}しかし、これはまだ活発な研究分野である。

大質量星形成の別の理論では、大質量星は質量の小さい2つ以上の星の合体によって形成される可能性があると示唆されている。^{[ 68 ]}接触連星系は、一部の大質量星形成の候補源として提案されている。^{[ 69 ]}

シミュレーションによると、星形成フィラメントは、衝撃波速度がガス雲を通過するときによく生成される。衝撃波速度が高い場合（${\displaystyle \gtrsim }$超新星や膨張するH II 領域から 5 km/s の速度で移動する分子雲が衝撃圧縮されることが主なフィラメント形成プロセスである。^{[ 70 ]}衝撃速度が 5 km/s 未満の場合、局所磁場内で移動する収束ガスからフィラメントが形成される。^{[ 70 ]}

分子雲のフィラメント構造は、星形成の重要な初期条件である。コアとフィラメントの空間的な関係は、前星コアの大部分が超臨界フィラメントから0.1 pc以内に位置していることを示している。これは、フィラメント構造がガスと塵の蓄積経路として機能し、コア形成につながるという仮説を裏付けている。^{[ 71 ]}

カリフォルニア GMC で観測されたコア質量関数 (CMF) とフィラメント線質量関数 (FLMF) は、高質量側でべき乗則分布に従い、サルピーターの初期質量関数 (IMF) と一致しています。現在の結果は、FLMF と CMF/IMF の間につながりがあることを強く支持しており、このつながりが個々の雲、具体的にはカリフォルニア GMC のレベルで成り立つことを示しています。^{[ 71 ]}提示された FLMF は、同じ雲内の完全で均質なフィラメントのサンプルに対する局所線質量の分布です。フィラメントの平均線質量ではなく、フィラメントの特定の位置で断片化する能力を定義するのは、フィラメントの局所線質量です。このつながりはより直接的で、CMF/IMF の起源にさらに厳しい制約を与えます。^{[ 71 ]}

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