恒星の人口

1944年、ウォルター・バーデは天の川銀河内の恒星のグループを恒星集団に分類しました。バーデの論文の要約では、ヤン・オールトが1926年にこの種の分類を最初に考案したことを認めています。^[1]

バーデは、青い星は渦巻き腕と強く関連しており、黄色い星は銀河中心のバルジ付近と球状星団内で優勢であると観察した。^{[2] 2つの主な区分は、}種族Iの星と種族IIの星として定義され、1978年には種族IIIと呼ばれる新しい仮説上の区分が追加されました。

種族の種類ごとに、観測された恒星のスペクトルに有意な差が見られました。これらは後に非常に重要であることが示され、おそらく星形成、観測された運動学、^[3]恒星の年齢、さらには渦巻銀河と楕円銀河の両方における銀河の進化にさえ関係していることがわかりました。これら3つの単純な種族クラスは、化学組成または金属量によって星を分類するのに役立ちました。^{[4] [5] [3]}

定義により、各星の集団は、金属含有量が低いほど星の年齢が高いという傾向を示しています。したがって、宇宙で最初に誕生した星 (金属含有量が非常に低い) は星の集団 III、古い星 (金属含有量が低い) は星の集団 II、最近の星 (金属含有量が高い) は星の集団 I とみなされました。 ^[6]太陽は星の集団 I で、比較的高い 1.4% の金属含有量を持つ最近の星です。天体物理学の命名法では、酸素などの化学的非金属を含め、ヘリウムより重い元素はすべて「金属」とみなされることに注意してください。 ^[7]

恒星のスペクトルを観測すると、太陽よりも古い恒星は太陽に比べて重元素が少ないことが明らかになりました。 ^{[3]これは、金属量が}恒星の元素合成のプロセスによって恒星の世代を通じて進化してきたことを示唆しています。

現在の宇宙論モデルによれば、ビッグバンで作られた物質のほとんどは水素（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である。^[8]宇宙が十分に冷却されると、最初の恒星は重金属に汚染されていない種族IIIの恒星として誕生した。これが構造に影響を与え、恒星の質量が太陽の数百倍になったと仮定されている。次に、これらの大質量恒星も急速に進化し、その核合成プロセスによって最初の26の元素（周期表の鉄まで）が作られた。^[9]

多くの理論的な恒星モデルは、大部分の高質量種族IIIの星が急速に燃料を使い果たし、おそらく極めてエネルギーの高い対不安定性超新星として爆発したことを示している。これらの爆発は物質を完全に分散させ、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。それらの破壊は、銀河系の高質量種族IIIの星は観測できないはずであることを示唆している。^[10]しかし、一部の種族IIIの星は、宇宙の初期の歴史中に光を発した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、太陽よりわずかに小さい、}極めて小さな超金属貧弱な星 の証拠を、天の川銀河の渦巻き腕の連星系で発見した。この発見により、さらに古い星を観測できる可能性が開かれた。^[12]

対不安定性超新星を生成できないほど巨大な星は、光崩壊と呼ばれるプロセスを経てブラックホールに崩壊した可能性が高い。このプロセス中に、相対論的ジェットの形で物質が逃げ出し、これが宇宙に最初の金属を拡散させた可能性がある。^{[13] [14] [a]}

これまでに観測された最も古い恒星^[10]は、種族IIとして知られ、金属量が非常に低い。^{[16] [6]}その後の世代の恒星が誕生するにつれて、それらの恒星を形成するガス雲が、種族IIIの以前の世代の恒星によって生成された 金属に富む塵を受け取ったため、より金属に富むようになった。

これらの種族 II の恒星が死ぬと、金属を多く含んだ物質が惑星状星雲や超新星を経由して星間物質に還元され、星雲がさらに豊かになり、そこから新しい恒星が形成されました。したがって、太陽を含むこれらの最も若い恒星は、最も高い金属含有量を持ち、種族 I の恒星として知られています。

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、天の川銀河の渦巻き腕によく見られます。太陽は中間の種族Iの星と考えられていますが、太陽に似たμAraeは金属がはるかに豊富です。^[17]（「金属が豊富な星」という用語は、太陽よりも金属量が著しく高い星を表すために使用されます。測定誤差によって説明できる値よりも高いです。）

種族Iの恒星は通常、銀河中心の軌道を楕円形で描き、相対速度は低い。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以前に仮説が立てられていた。これは、惑星、特に地球型惑星が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ある。^[18]しかし、ケプラー宇宙望遠鏡の観測データでは、さまざまな金属量の恒星の周りにはより小さな惑星があるのに対し、比較的金属量の高い恒星の周りには、より大きく、潜在的なガス巨星惑星だけが集中していることが判明しており、この発見はガス巨星形成の理論に影響を与える。^[19]種族Iと種族IIの中間の恒星には、中間の円盤種族が位置する。

種族 II または金属の少ない星は、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に形成されました。中間種族 II の星は天の川銀河の中心近くのバルジによく見られますが、銀河ハローにある種族 II の星はより古く、したがって金属がより不足しています。球状星団にも種族 II の星が多数含まれています。^[20]

種族IIの星の特徴は、全体的な金属量が低いにもかかわらず、種族Iの星と比較して鉄（Fe）に対する「アルファ元素」（酸素やネオンなどのアルファ過程で生成される元素）の比率が高いことです。現在の理論では、これはII型超新星が形成時に星間物質へのより重要な貢献者であったのに対し、 Ia型超新星の金属濃縮は宇宙の発展の後の段階で起こった結果であると示唆されています。^[21]

科学者たちは、ティモシー・C・ビアズ らによるHK対物プリズム調査^[22]や、もともと暗いクエーサーを対象に開始されたノルベルト・クリストリーブらによるハンブルク-ESO調査[23 ^]など、いくつかの異なる調査でこれらの最古の星をターゲットにしてきました。これまでに、約10個の超金属貧弱（UMP）星（スネデンの星、ケイレルの星、BD +17° 3248など）と、現在知られている最古の星のうち3つ：HE 0107-5240、HE 1327-2326、HE 1523-0901が発見され、詳細に研究されています。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貧弱な星として特定されました。しかし、2014 年 2 月には、さらに金属量の少ない恒星SMSS J031300.36-670839.3 が発見されたことが発表されました。この恒星は、 SkyMapper天文調査データの助けを借りて発見されました。金属量の少なさはそれほど極端ではありませんが、より近く、より明るく、そのためより長く知られていたのが、HD 122563 (赤色巨星) とHD 140283 (準巨星) です。

種族IIIの星^[24]は、非常に質量が大きく、明るく、高温の星の仮説上の種族であり、他の近くの初期の種族IIIの超新星からの噴出物が混ざっている可能性を除いて、実質的に「金属」は存在しません。この用語は、1965年にネヴィル・J・ウルフによって初めて導入されました。 ^{[25] [26]このような星は、非常に初期の宇宙（つまり、高赤方偏移）に存在していた可能性があり、}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。これは、私たちが知っているような惑星や生命の後の形成に必要です。^{[27] [28]}

種族IIIの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ない。その存在の間接的な証拠は、宇宙の非常に遠い場所にある重力レンズ効果を受けた銀河で見つかっている。 ^{[29]その存在は、}ビッグバンでは生成でき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}暗い青い銀河の構成要素であると考えられている。これらの星は、宇宙の再電離期、つまり星間物質の大部分を構成する水素ガスの主要な相転移を引き起こした可能性が高い。銀河UDFy-38135539の観測は、この再電離プロセスに役割を果たした可能性があることを示唆している。ヨーロッパ南天天文台は、非常に明るい銀河コスモス赤方偏移7の中に、ビッグバン後約8億年後の再電離期の明るい初期種族の星々の集まりをz = 6.60で発見した。銀河の残りの部分には、後期のより赤い種族IIの星々がいくつかある。^{[27] [30]}いくつかの理論では、種族IIIの星が2世代あったとされている。^[31]

現在の理論では、最初の星が非常に大きかったかどうかは意見が分かれています。1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1,000太陽質量にも達したというものがあります。このような星は寿命が非常に短く、200万～500万年しか持続しません。^[32]このような大きな星は、ビッグバンによる重元素の欠如とはるかに温かい星間物質のために可能になった可能性があります。 ^[要出典]逆に、2009年と2011年に提案された理論では、最初の星団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ことが示唆されています。^{[33] [34] [35]}より小さな恒星は、誕生クラスターに留まれば、より多くのガスを蓄積し、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☉ _）以下の恒星が質量を蓄積する前に誕生クラスターから放出された場合、現在まで生き残ることができ、おそらく私たちの天の川銀河でも生き残ることができると結論付けられました。^[36]

HE 0107-5240などの極めて金属量の低い II 族の星は、III 族の星によって生成された金属を含むと考えられており、そのデータの解析では、これらの金属を含まない星の質量は太陽の 20 ～ 130 倍であることが示唆されている。^[37]一方、楕円銀河に関連する球状星団の解析では、通常、非常に質量の大きい星に関連する対不安定性超新星が、それらの金属組成の原因であることが示唆されている。^[38]これは、より小さな III 族の星のモデルが構築されているにもかかわらず、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。 ^{[39] [40]金属量がゼロの}赤色矮星または褐色矮星（おそらく対不安定性超新星^[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、^{[41] [42]}重力マイクロレンズ効果によるこれらのタイプのMACHOの探索では否定的な結果が得られている。^[要出典]

種族 III の星は、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。直接崩壊ブラックホールなどの高質量ブラックホールの種とは異なり、軽いブラックホールを生成したと考えられます。予想よりも大きな質量に成長できた場合、準星、つまり水素とヘリウムがより重い元素に汚染される前の宇宙の初期発達期に存在していた重いブラックホールの仮説上の種であった可能性があります。

種族IIIの恒星の検出はNASAのジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の目標である。^[43]

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の星が検出された可能性があると報告した。 ^{[44] [45]}

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• Gibson, B. K.; et al. (2013). 「レビュー：銀河化学進化」（PDF）。オーストラリア天文学会刊行物。 2021年1月20日時点のオリジナル（PDF）からアーカイブ。 2018年4月17日閲覧。
• フェリス、ティモシー（1988年）。『銀河系で成人する』ウィリアム・モロー社、 512ページ。ISBN 978-0-688-05889-0。
• キッペンハーン、ルドルフ (1993)。『1000億の太陽：星の誕生、生、そして死』プリンストン大学出版局。ISBN 978-0-691-08781-8– Google ブックス経由。