星の形成

星形成とは、星間空間の分子雲内の高密度領域（「恒星の育成場」または「星形成領域」と呼ばれることもある）が崩壊して星を形成するプロセスである。^[1]天文学の一分野として、星形成には、星形成プロセス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。ほとんどの星は単独で形成されるのではなく、星団または恒星団と呼ばれる星のグループの一部として形成される。^[2]

最初の星は、ビッグバンの後に約120〜130億年前に形成されたと考えられています。時間の経過とともに、星はヘリウムを融合して一連の化学元素を形成してきました。

天の川銀河のような渦巻銀河には、恒星、恒星残骸、ガスと塵からなる拡散星間物質（ISM）が含まれています。星間物質は^{1cm3あたり104}～106^個の粒子で構成され、通常は質量で約70%の水素、28%のヘリウム、1.5%のより重い元素で構成されています。微量のより重い元素は恒星内で恒星核合成によって生成され、主系列の寿命の終わりを過ぎると放出されます。星間物質の高密度領域は雲、または拡散星雲を形成し、^[3]そこで星形成が行われます。^[4]渦巻銀河とは対照的に、楕円銀河はおよそ10億年以内に星間物質の冷たい成分^{[定義が必要]}を失い、他の銀河との合体以外では拡散星雲を形成することができません。^[5]

星が生成される高密度の星雲では、水素の多くは分子 (H ₂ ) の形態であるため、これらの星雲は分子雲と呼ばれます。^[4]ハーシェル宇宙望遠鏡は、フィラメント、つまり細長い高密度ガス構造が分子雲に遍在し、星形成プロセスの中心であることを明らかにしました。これらは重力で束縛されたコアに断片化し、その大部分が星に進化します。ガスの継続的な集積、幾何学的屈曲^{[定義が必要]}、および磁場が、フィラメントが断片化される詳細な方法を制御している可能性があります。超臨界フィラメントの観測により、フィラメントの内側の幅に匹敵する間隔で高密度コアが準周期的に連なり、流出を伴う埋め込まれた原始星が明らかになりました。^{[専門用語] [6]}

観測によれば、最も冷たい雲は低質量の星を形成する傾向があり、それらの星は最初に雲内部で放出する赤外線で観測され、次に雲が消散すると可視光線として観測される。一般により温かい巨大分子雲は、あらゆる質量の星を生み出す。^[7]これらの巨大分子雲の典型的な密度は100粒子/ cm ³、直径は100光年（9.5 × 10 ¹⁴  km）、質量は最大600万太陽質量（M _☉）、つまり地球の太陽の600万倍である。^[8]平均内部温度は10  K（−441.7  °F）である。

天の川銀河のISMの総質量の約半分は分子雲中に存在し^{[9] 、銀河にはそれぞれ100,000} M _☉を超える分子雲が6,000個あると推定されています 。^[10]太陽に最も近い星雲で大質量星が形成されつつあるのはオリオン大星雲で、1,300光年（1.2 × 10 ¹⁶  km）離れています。^[11]しかし、より低質量の星形成は、約400～450光年離れたρへびつかい座の雲複合体で起こっています。^[12]

よりコンパクトな星形成の場は、天文学者バート・ボックにちなんで名付けられた、ボック・グロビュールと呼ばれる高密度のガスと塵の不透明な雲です。これらは、崩壊する分子雲と関連して形成されることもあれば、独立して形成されることもあります。^[13]ボック・グロビュールは、通常、直径が最大1光年で、太陽の数個分の質量を含みます。^{[14]ボック・グロビュールは、明るい}輝線星雲や背景の星を背景にした暗い雲のシルエットとして観察されます。既知のボック・グロビュールの半分以上に、新しく形成される星が含まれていることがわかっています。^[15]

星間ガス雲は、ガス圧の運動エネルギーが内部重力の位置エネルギーと釣り合っている限り、静水圧平衡状態を維持する。数学的には、これはビリアル定理で表現され、平衡状態を維持するためには、重力の位置エネルギーが内部熱エネルギーの2倍に等しくなければならないとしている。^[17]雲の質量がガス圧で支えられないほど大きい場合、雲は重力崩壊を起こす。雲がこのような崩壊を起こす質量は、ジーンズ質量と呼ばれる。ジーンズ質量は雲の温度と密度に依存するが、通常は太陽質量の数千から数万である。^[4]雲の崩壊時には、数十から数万の星が多かれ少なかれ同時に形成され、いわゆる埋め込み星団で観測される。中心核の崩壊の最終産物は 散開星団である。^[18]

誘発性星形成では、分子雲を圧縮し、重力による崩壊を引き起こすいくつかのイベントのうちの1つが発生する可能性があります。分子雲が互いに衝突するか、近くの超新星爆発がトリガーとなり、衝撃を受けた物質が非常に高速で雲に送り込まれます。^[4]（結果として生じた新しい星自体がすぐに超新星を発生させ、自己増殖する星形成を生み出す可能性があります。）または、銀河の衝突により、各銀河のガス雲が潮汐力によって圧縮および攪拌されるため、大規模なスターバーストの星形成が引き起こされる可能性があります。^{[20]後者のメカニズムは、}球状星団の形成に関与している可能性があります。^[21]

銀河の中心にある超大質量ブラックホールは、銀河核における星形成の速度を調節する役割を果たしている可能性がある。落下する物質を集積しているブラックホールは活発になり、集束した相対論的ジェットを通して強い風を放出する。これにより、さらなる星形成が制限される可能性がある。光速に近い速度で無線周波数を放出する粒子を放出する大質量ブラックホールは、老化した銀河で新しい星の形成を妨げることもある。^[22]しかし、ジェットの周りの電波放射も星形成を誘発する可能性がある。同様に、より弱いジェットが雲と衝突すると、星形成が誘発される可能性がある。^[23]

分子雲は崩壊するにつれて、断片が恒星質量に達するまで、階層的にどんどん小さな断片に分解されます。これらの断片のそれぞれでは、崩壊するガスが重力による 位置エネルギーの解放によって得たエネルギーを放射します。密度が増加すると、断片は不透明になり、エネルギーを放射する効率が低下します。これにより、雲の温度が上昇し、それ以上の断片化が抑制されます。断片は、恒星の胚として機能する回転するガス球に凝縮されます。^[25]

崩壊する雲の図を複雑にしているのは、乱流、マクロな流れ、回転、磁場、雲の形状の影響です。回転と磁場はどちらも雲の崩壊を妨げる可能性があります。^{[26] [27]}乱流は雲の断片化を引き起こすのに役立ち、最小のスケールでは崩壊を促進します。^[28]

原始星雲は重力結合エネルギーが除去できる限り崩壊し続ける。この余剰エネルギーは主に放射線によって失われる。しかし、崩壊する雲は最終的に自身の放射線に対して不透明になるため、エネルギーは他の手段で除去する必要がある。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。このように塵は雲のさらなる崩壊を媒介する。^[29]

崩壊中、雲の密度は中心に向かって増加し、そのため中間領域が最初に光学的に不透明になります。これは、密度が約10 ⁻¹³ g / cm ^3のときに発生します。崩壊が実質的に停止する場所に、第一静水圧コアと呼ばれるコア領域が形成されます。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。この不透明領域に向かって落下するガスは、この領域に衝突して衝撃波を発生させ、コアをさらに加熱します。^[30]

中心核の温度が約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がイオン化します。これらのプロセスによって収縮のエネルギーが吸収され、自由落下速度での収縮期間に匹敵する時間スケールで収縮が継続します。^{[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を逃がすことができます。原始星内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]この状態は、ガスが十分に高温になり、内部圧力によって原始星がさらなる重力崩壊に耐えられるようになるまで続きます。この状態は静水圧平衡と呼ばれます。この集積段階がほぼ完了すると、結果として得られる天体は原始星と呼ばれます。^[4]

原始星への物質の集積は、新たに形成された恒星周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、重水素の融合が始まり、その結果生じる放射の外向きの圧力によって崩壊が遅くなる（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、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、落下する物質の余分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分散し、降着プロセスが停止すると、その星は前主系列星（PMS星）と見なされます。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対照的に、 （重力収縮の）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）図上の林軌道をたどります。^[33]収縮は林限界に達するまで続き、その後は温度が安定したままケルビン・ヘルムホルツの時間スケールで収縮が続きます。その後、0.5 M _☉未満の星が 主系列に加わります。より質量の大きいPMS星の場合、林軌道の終わりで、ヘニエ軌道に沿って、静水圧平衡に近い状態でゆっくりと収縮します。^[34]

最後に、恒星の中心部で水素の融合が始まり、残りの外被物質が除去されます。これで原始星段階が終了し、H-R 図上で 恒星の主系列段階が始まります。

質量が約 1 M _☉以下の恒星では、プロセスの段階は明確に定義されています 。高質量の恒星では、星形成プロセスの長さは、進化の他のタイムスケールと同程度か、はるかに短く、プロセス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、恒星進化で研究されています。

星形成の重要な要素は、可視光線以外の波長で観測することによってのみ得られます。恒星の存在の原始星段階は、ほぼ例外なく、大マゼラン雲から残された濃いガスと塵の雲の奥深くに隠されています。多くの場合、これらの星形成の繭はボック球状星団と呼ばれ、周囲のガスからの明るい放射を背景にシルエットで見ることができます。 ^[35]星の生涯の初期段階は、可視光よりも簡単に塵を透過する赤外線で見ることができます。 ^{[36]そのため、}広域赤外線探査衛星（WISE） による観測は、多数の銀河系原始星とその親星団を明らかにするために特に重要でした。^{[37] [38]} このような埋め込まれた星団の例には、FSR 1184、FSR 1190、カマルゴ14、カマルゴ74、マジャエス64、マジャエス98があります。^[39]

分子雲の構造と原始星の影響は、近赤外線減光マップ（単位面積あたりの星の数を数え、近くの空の減光ゼロ領域と比較する）、連続ダスト放射、およびCOおよびその他の分子の回転遷移で観察できます。最後の 2 つは、ミリメートルとサブミリメートルの範囲で観察されます。原始星と初期の星からの放射は、赤外線天文学の波長で観察する必要があります。これは、星が形成されている雲の残りの部分によって引き起こされる減光が通常大きすぎて、スペクトルの可視部分で観察できないためです。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。

若い星からのX線放射は主系列星からのX線放射の約100～100,000倍強いため、X線観測は若い星の研究に有効であることが証明されている。 ^{[41] Tタウリ型星からのX線の最古の検出は}、アインシュタインX線観測所によって行われた。^{[42] [43]低質量星の場合、X線は}磁気再結合による恒星コロナの加熱によって生成され、高質量O型星と初期B型星の場合、 X線は恒星風の超音速衝撃によって生成される。チャンドラX線観測所とXMMニュートンがカバーする軟X線エネルギー範囲の光子は、ガスによる中程度の吸収のみで星間物質を透過するため、分子雲内の恒星集団を見るのにX線は有用な波長となる。恒星の若さの証拠としてのX線放射は、すべての若い恒星が赤外線超過を示すわけではないことを考慮すると、星形成領域の恒星の調査に特に役立ちます。^{[44] X線観測により、}オリオン星雲とおうし座分子雲内のすべての恒星質量天体のほぼ完全な調査が行われました。^{[45] [46]}

個々の星の形成は天の川銀河でのみ直接観測できますが、遠方の銀河では星の形成はその独特のスペクトル特性を通じて検出されています。

初期の研究によると、星形成塊は若い銀河の乱流ガスが豊富な物質の中の巨大で密集した領域として始まり、約5億年存続し、銀河の中心に移動して銀河の中心バルジを形成する可能性があるとされています。^[47]

2014年2月21日、NASAは宇宙の多環芳香族炭化水素（PAH）を追跡するためのデータベースを大幅にアップグレードしたと発表した。科学者によると、宇宙の炭素の20％以上がPAHに関連している可能性があり、生命形成の出発物質である可能性がある。PAHはビッグバンの直後に形成されたようで、宇宙全体に広がっており、新しい恒星や太陽系外惑星に関連している。^[48]

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

2019年10月22日に発表された論文では、約125億光年離れた塵の雲に隠れた巨大な星形成銀河3MM-1の検出が報告された。^[50]質量は約10の^{10.8倍で、}天の川銀河の約100倍の星形成率を示した。^[51]

• MWC 349 は1978 年に初めて発見され、その年齢はわずか 1,000 年と推定されています。
• VLA 1623 – クラス0原始星の最初の例。まだ質量の大部分が集積していない埋め込み型原始星の一種。1993年に発見され、おそらく1万年未満である。^[52]
• L1014 – 最新の望遠鏡で初めて検出されるようになった新しい種類の源を代表する極めて暗い埋め込み天体。その状態はまだ確定していないが、これまでに観測された中で最も若い低質量クラス0原始星である可能性もあれば、非常に低質量に進化した天体（褐色矮星や放浪惑星など）である可能性もある。^[53]
• GCIRS 8* – 2006年8月に発見された銀河中心領域で最も若い主系列星。年齢は350万年と推定されている。^[54]

異なる質量の星は、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ます。観測によって十分に裏付けられている低質量星形成の理論では、低質量星は分子雲内の回転する密度増加の重力崩壊によって形成されると示唆されています。前述のように、回転するガスと塵の雲の崩壊により降着円盤が形成され、それを通じて物質が中心の原始星に導かれます。ただし、質量が約 8  M _☉を超える星の場合、星形成のメカニズムは十分に理解されていません。

大質量星は大量の放射線を放出し、それが落下してくる物質を押しのける。過去には、この放射線圧が大質量原始星への降着を止め、数十太陽質量以上の星の形成を妨げるほど大きいと考えられていた。^[57]最近の理論的研究では、ジェットと流出の生成によって空洞が確保され、大質量原始星からの放射線の多くが、円盤を通って原始星への降着を妨げることなく逃げることができることが示された。^{[58] [59]}現在では、そのため大質量星は低質量星が形成されるのと似たメカニズムで形成される可能性があると考えられている。

少なくともいくつかの大質量原始星は実際に降着円盤に囲まれているという証拠が増えている。^[60] 大質量原始星の円盤降着は、低質量原始星と同様に、重力不安定性によって塊状かつ不連続な降着率が生じるため、断続的な降着のバーストを示すことが予想される。大質量原始星の降着バーストの最近の証拠は、実際に観測的に確認されている。^{[60] [ 61] [62]}大質量星形成に関する他のいくつかの理論は、観測的に検証する必要がある。これらの理論のうち、おそらく最も有名なのは、競争的降着の理論である。これは、大質量原始星は、他の原始星と競争して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寄せる低質量原始星によって「種をまかれる」ことを示唆している。^{[63] [64]}

大質量星形成に関する別の理論では、大質量星は2つ以上の低質量星の合体によって形成される可能性があると示唆している。^[65]

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して重要な役割を果たしていることが強調されている。ハーシェル宇宙望遠鏡の調査結果は、冷たい星間物質（ISM）におけるこれらのフィラメントの普遍的な性質を強調している。コアとフィラメントの空間的関係は、ほとんどの星形成前コア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す。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。^[66]

カリフォルニア大質量雲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、どちらも高質量端でべき乗分布をたどり、サルペター初期質量関数 (IMF) と一致している。現在の結果は、FLMF と CMF/IMF の間に関係があることを強く支持しており、この関係が個々の雲、具体的にはカリフォルニア大質量雲のレベルで維持されていることを証明している。^[66]提示された FLMF は、同じ雲内のフィラメントの完全で均質なサンプルの局所線質量の分布である。フィラメントの局所線質量は、フィラメントの背骨に沿った特定の場所での断片化能力を定義するものであり、フィラメントの平均線質量ではない。この関係はより直接的であり、CMF/IMF の起源についてより厳密な制約を与える。^[66]

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