目に見えない巨大な赤ちゃん星はどうやって形成されるのでしょうか?

制作：中国科学普及協会

著者: 馬英秀、江晨鋒（中国科学院新疆天文台）

プロデューサー: 中国科学博覧会

宇宙はとてもロマンチックで、天文学者もとてもロマンチックだとよく言われます。実は、星空を眺めるたびに、私たちは自分自身の起源を探しているのです。私たちの物語は宇宙の物語です。今日は星についてお話しましょう。

星は永久的ではない - 星にも寿命がある

星空を見上げてください。きらきらと瞬く星々はすべて星です。人間が見たときに一定に見えることから星と名付けられました。それらは消えたり、大きくなったり小さくなったり、明るくなったり暗くなったりすることはないようです。実際、星にも胎児期、幼児期、青年期、中年期、老年期といった独自のライフサイクルがあります。もちろん、彼らは最終的に死を免れることはできません。

星には寿命があるのに、なぜ私たちは星の変化を目で見ることができないのでしょうか?これは、星の平均寿命が数百万年から数百億年に及ぶためです。人間の寿命（数百年）と比べると、私たちが見ているのは星の一生の中のほんの一瞬に過ぎません。

図1 星空

（写真提供：Veer Gallery）

注目の「誕生」：星はどのように形成されるのか？

深い夜空はいつも神秘的です。肉眼で見える星の他に、私たちには見えない隠れたものはあるのでしょうか?答えはイエスです。誕生初期や幼少期にある美しい星雲や星の多くは、人間の目では見ることができません。初期の星が発する光は比較的弱く、厚い分子雲に包まれているため、私たちの目では直接見ることができません。

しかし、天文学者は、肉眼では見えないこれらの初期の星に非常に興味を持っています。なぜなら、それらは星の誕生だけでなく、惑星や生命の形成にも関係しているからです。

赤外線望遠鏡を通して、分子雲に包まれた初期の星を見ることができます。図2は、スピッツァー宇宙望遠鏡が赤外線帯域で撮影した分子雲を示しています。青と白に輝く点の多くは、すでに誕生した星です。確かなのは、星は分子雲の中で生まれるということです。しかし、分子雲がどのようにして初期の星を「生み出す」のかという疑問に対する統一された答えは今のところ存在しない。

これは、星の生涯における初期の形成期間が非常に短く、特に大質量星の場合、この段階での進化が非常に速いためです。さらに、大質量星は大きな分子雲の密集した中心核で形成されるため、周囲の分子膜は比較的厚く、赤外線望遠鏡でも観測が困難です。

さまざまな理由により、大質量星の初期形成過程についてはいまだに十分な理解が得られていません。そのため、大質量星形成の理論に関する研究は、科学者の間で常に話題となってきました。

図2 スピッツァー宇宙望遠鏡が赤外線で撮影した分子雲

(画像提供: NASA)

2つの異なる理論モデル

大質量星の形成に関しては、現在、競争的降着理論と単一核崩壊理論という 2 つの主要な理論が広く信じられています。

競争的集積理論は、同時に生まれた一群の子供たちが食べ物を奪い合うのと同じように、星が密集することを強調し、より多く食べた者の方がより速く大きく成長するとしています。しかし、競争的降着理論の欠点は、銀河では単独の独立した大質量星が非常に一般的であるのに対し、孤立した大質量星の形成をうまく説明できないことです。

単一コア崩壊モデルは、星の独立性、つまり星が互いに比較的独立していることを強調します。しかし、この理論は、大質量星には大質量で高密度の分子雲クラスター（コア）の祖先が存在するという前提に基づいていますが、この高密度の分子雲クラスター（コア）がどのように生成されるかは不明です。しかし、急速な外部圧縮は、巨大で高密度の分子塊（核）の急速な形成のメカニズムを提供します。

「雲同士の衝突」 – 急速な外部圧縮の典型的なメカニズム

大量の分子ガスから構成される分子雲は銀河中に広く分布しています。 1970年代、天文学者たちは、分子雲同士の衝突によって急速に巨大な密集した塊が形成され、それが星を形成するのではないかと提唱した。これが「雲と雲の衝突」理論です。シミュレーションにより、速度の異なる2つの分子雲が衝突すると、質量が大きく密度の高い密な圧縮層が急速に形成されることがわかりました（図3）。重力の不安定性により、この圧縮層では大きな質量の塊（核）が形成されやすくなります。

図 3 天文学者たちは衝突後のさまざまな段階での 2 つの分子雲の形態をシミュレートしました。

画像出典：Takahira et al. （2014年）

G323.18+0.15 - 「雲と雲の衝突」の完璧な例

雲と雲の衝突理論は非常に早くから提唱されていたが、関連する観測研究はほとんど行われていない。幸運なことに、赤外線連続データと 12CO および 13CO 分子スペクトル線データを使用して、「雲間衝突」候補の G323.18+0.15 を発見しました。 G323.18+0.15 は銀​​河面上にあり、約 11,508 光年離れています。

私たちは、「雲と雲の衝突」によって巨大で高密度の分子雲クラスター（コア）が形成され、その分子雲クラスター/コア内に巨大な星が形成される可能性があることを発見しました。計算によれば、G323.18+0.15 における「雲同士の衝突」は 1 兆 5900 億年前に発生した可能性がある。衝突を自分の目で見ることはできませんでしたが、衝突によって残された痕跡を探すことはできます。

トレース 1: (図 4) の白い等高線で示されるように、中央に「曲がった」隙間がある「曲がった」形状 (U 字型またはアーチ型構造とも呼ばれます)。

トレース 2: 衝突後の 2 つの分子雲。これらは速度が異なりますが、（図 4）の青い等高線と白い等高線のように、鍵と鍵穴のようにうまく「はめ込まれて」います。もちろん、衝突した 2 つの分子雲が数兆年後に再び分離する可能性もあります。

図4 分子雲複合体G323.18+0.15。 3 つの異なる色の等高線は、3 つの娘分子雲を表しています。背景は24ミクロン、8ミクロン、4.5ミクロンのRGB3色画像です。

（写真提供：新疆天文台）

トレース 3: 衝突相互作用領域は質量が大きく、高密度であり、高密度の大質量分子雲クラスター (核) を形成しており、大質量星の形成条件を満たしています (図 5)。

図5 分子雲複合体G323.18+0.15の柱密度分布

（写真提供：新疆天文台）

トレース 4: 12CO および 13CO 分子スペクトル線データによって提供される分子ガスダイナミクス情報に基づいて、衝突領域内の 2 つの分子雲のガスが混合されていることがわかりました。これは衝突特性と一致しています (図 6)。

図6 衝突分子雲の形態とスペクトル特性

（写真提供：新疆天文台）

トレース 5: 分子雲 G323.18+0.15 で星が形成されています。分子雲の重力平衡状態の解析により、G323.18+0.15の質量は星を形成するには不十分であるが、観測では若い星が見られ、偶発的な衝突が星の形成につながったことが示された。

結論

現時点では、観測を通じて発見された「雲同士の衝突」の事例は50件余りに過ぎない。既存の研究結果から判断すると、「雲と雲の衝突」は巨大な星の形成を引き起こす可能性があり、銀河の中に単一の独立した巨大な星が存在する理由も説明できます。しかし、宇宙における雲同士の衝突の確率、衝突が起こるプロセス、そして大質量星の形成を引き起こす効率を理解するには、さらなる研究が必要です。

今後、さまざまな帯域や解像度での観測や研究を通じて、さらに多くの「雲同士の衝突」サンプルが発見され、「雲同士の衝突」のプロセスが明確に解明されるようになると信じています。

図7 分子雲複合体G323.18+0.15における雲-雲衝突の簡略化した模式図

（写真提供：新疆天文台）

編集者: Ying Yike

【注記：この研究成果は、国際天文学基幹誌「Astronomy & Astrophysics」（2022年、A&A、663、A97）に正式に掲載されました。 】