分子雲

分子雲（内部で星形成が起こっている場合は恒星育成場と呼ばれることもある）は、密度と大きさによって吸収星雲、分子（最も一般的なのは分子状水素、H2 ） 、そしてHII領域の形成が可能な星間雲の一種である。これは、主に電離ガスを含む星間物質の他の領域とは対照的である。

分子状水素は赤外線や電波観測では検出が難しいため、 H2の存在を判定するために最もよく用いられる分子は一酸化炭素（CO）です。COの光度とH2の質量の比は一定であると考えられていますが、他の銀河の観測ではこの仮定に疑問を呈する理由があります。[ 1 ]

分子雲の中には、高密度の領域があり、そこには多くの塵とガス核が存在し、これらは「クラスター」と呼ばれます。これらのクラスターは、塵とガスが崩壊するのに十分な重力があれば、星形成の始まりとなります。[ 2 ]

研究と発見

天文学者のヘンク・ファン・デ・フルストは、無線信号を使って星間空間で水素を追跡できると初めて理論化した。

分子雲の発見に関する歴史は、電波天文学と天体化学の発展と密接に関連しています。第二次世界大戦中、科学者の小さな集まりにおいて、ヘンク・ファン・デ・フルストは、中性水素原子が検出可能な電波信号を発するはずであると初めて計算したと報告しました。[ 3 ]この発見は、後に分子雲の検出につながる研究への重要な一歩となりました。

ジャンスキーと彼の回転指向性電波アンテナ（1930年代初頭）、世界初の電波望遠鏡

戦争が終わり、アメリカのジャンスキーとレーバーによる先駆的な電波天文学観測を知ったオランダの天文学者たちは、かつてドイツが警戒レーダーシステムとして使用していたオランダの海岸線に沿って走る皿型のアンテナを再利用して電波望遠鏡に改造し、宇宙の奥深くにある水素の痕跡の探索を開始した。 [ 3 ] [ 4 ]

中性水素原子は、軌道上に電子を持つ陽子で構成されています。陽子と電子はどちらもスピンの性質を持っています。スピン状態が平行状態から反平行状態（エネルギーが低い状態）に反転すると、原子は1420.405MHzのスペクトル線を放射することで余分なエネルギーを放出します。[ 3 ]

この周波数は、電波帯における波長にちなんで、一般的に21cm線として知られています。21cm線はHIの特徴であり、地球上の天文学者がこのガスを検出できるようにします。21cm線の発見は、天文学者が星間空間の化合物や分子を検出できるようにする技術への第一歩でした。[ 3 ]

天の川銀河からの21cm放射線の発見を記念する銘板

1951年、2つの研究グループがほぼ同時に星間中性水素からの電波放射を発見しました。エウェンとパーセルは1951年3月に21cm線の検出を報告しました。同年5月には、クートゥイク天文台の電波望遠鏡を用いて、ミュラーとオールトが水素輝線を検出したと報告しました。[ 4 ]

左から：ヤン・オールト、ヘンドリック・C・ファン・デ・フルスト、ピーター・ウースターホフ。ヤン・オールトは分子雲の発見につながる研究において重要な役割を果たした。

21cm輝線が検出されると、電波天文学者たちは天の川銀河における中性水素の分布図の作成に着手した。ヴァン・デ・フルスト、ミュラー、オールトは、オーストラリアの天文学者チームの支援を受け、1958年に月刊誌「Monthly Notices of the Royal Astronomical Society」に銀河円盤内の中性水素のライデン・シドニー地図を発表した。これは銀河円盤における最初の中性水素地図であり、また、銀河円盤内の渦巻き腕構造を示した最初の地図でもあった。[ 4 ]

ファン・デ・フルスト、オールトらによる原子水素検出の研究に続き、天文学者たちは電波望遠鏡を定期的に使い始め、今度は星間分子の探索を行った。1963年、MITのアラン・バレットとサンダー・ウェインレッドは超新星残骸カシオペヤAでOHの輝線を発見した。これは電波波長で星間分子が検出された初めての事例であった。[ 1 ]その後もすぐに星間OHの検出が続き、1965年にはバークレーのハロルド・ウィーバーと彼の電波天文学者チームがオリオン星雲の方向とカシオペヤ座から来るOHの輝線を特定した。[ 4 ]

1968年、チャン、ランク、タウンズ、ソーントン、ウェルチは星間空間でNH₃反転線放射を検出しました。1年後、ルイス・スナイダーとその同僚は星間ホルムアルデヒドを発見しました。また同年、ジョージ・カラザースは分子状水素の同定に成功しました。星間空間における多数の分子の検出は、1970年の分子雲の発見への道を開くこととなりました。[ 4 ]

ビッグバンからのマイクロ波放射を検出するために使用されたホルムデルホーンアンテナを持つペンジアスとウィルソン

水素は分子雲の中で最も豊富な原子種であり、適切な条件下ではH2分子を形成します。その豊富さにもかかわらず、 H2の検出は困難でした。H2分子は対称的な分子であるため、回転モードと振動モードが弱く、直接観測することは事実上不可能です。

この問題の解決策は、アルノ・ペンジアス、キース・ジェファーツ、ロバート・ウィルソンがオメガ星雲の星形成領域でCOを発見した時に生まれました。一酸化炭素は、その回転エネルギーと非対称構造のため、H 2よりもはるかに検出が容易です。COはすぐに星形成が起こる雲の主要なトレーサーとなりました。[ 4 ]

1970年、ペンジアスと彼のチームは、銀河中心から390光年離れたいて座B2として特定された巨大分子雲を含む、銀河中心に近い他の場所でCOをすぐに検出し、史上初の分子雲の検出となりました。[ 4 ]このチームは後に、ビッグバンからのマイクロ波放射の発見によりノーベル物理学賞を受賞しました。

これらの構造は極めて重要な役割を果たしているため、研究は時とともに増加の一途を辿っています。2022年に発表された論文では、いて座B2の発見以来、1万個以上の分子雲が検出されたと報告されています。[ 5 ]

発生

分子雲バーナード68、約500光年離れており、直径は0.5光年

天の川銀河内では、分子ガス雲が星間物質（ISM）の体積の1%未満を占めるに過ぎないが、最も密度が高い部分でもある。分子ガスの大部分は、天の川銀河の中心から3.5～7.5キロパーセク（11,000～24,000光年）離れたリング内に含まれており（太陽は中心から約8.5キロパーセク離れている）、このガスの位置は銀河の渦巻き腕と相関している。 [ 6 ]銀河の大規模なCO2マップは、このガスの位置が銀河の渦巻き腕と相関していることを示す。[ 7 ]分子ガスが主に渦巻き腕に存在していることから、分子雲は1,000万年（物質が腕領域を通過するのにかかる時間）よりも短いタイムスケールで形成および解離していると考えられる。[ 8 ]

サーキュラス分子雲の質量は太陽の約25万倍である。[ 9 ]

銀河面に対して垂直に、分子ガスは銀河円盤の狭い中央面に存在し、特徴的なスケール高Zは約 50 ～ 75 パーセクで、 ISM の温かい原子ガス成分( Zは 130 ～ 400 パーセク) や温かい電離ガス成分( Z は約 1000 パーセク)よりもはるかに薄い。[ 10 ]電離ガス分布の例外はH II 領域で、これは若い大質量星から放出される強力な放射線によって分子雲内に生成される熱い電離ガスの泡であり、そのため分子ガスとほぼ同じ垂直分布をしている。

この分子ガスの分布は長距離にわたって平均化されているが、小規模な分布は非常に不規則であり、その大部分は個別の雲や雲複合体に集中している。[ 6 ]

分子雲の一般構造と化学

分子雲の星間物質密度は通常10～30 cm −3で、銀河系内の星間ガス全体の約50%を占める。[ 11 ]ガスの大部分は分子状態にある。分子雲の視覚的な境界は、雲が実質的に終わる場所ではなく、分子ガスが原子ガスへと急速に変化し、質量の「エンベロープ」を形成する場所にある。このため、雲構造に端があるように見える。構造自体は一般的に不規則で糸状である。[ 8 ]

星から放出される宇宙塵と紫外線は、雲のガス密度や柱密度だけでなく、分子組成も決定する重要な要素です。塵は雲内部の分子ガスを遮蔽し、紫外線による分子解離を防ぎます。紫外線光子による分子解離は、雲内部の分子物質を原子状態に戻す主なメカニズムです。[ 12 ] 分子雲のある領域における分子含有量は、放射線場の変動や塵の移動・擾乱によって急速に変化する可能性があります。[ 13 ]

近くのNGC 1555雲とTタウリ星

分子雲を構成するガスの大部分は分子状水素であり、一酸化炭素が2番目に多い化合物です。[ 11 ]分子雲には通常、他の元素や化合物も含まれています。天文学者たちは、メタノール、エタノール、ベンゼン環などの長鎖化合物やそれらの水素化物の存在を観測しています。多環芳香族炭化水素として知られる巨大分子も検出されています。[ 12 ]

分子雲全体の密度は断片化されており、その領域は一般的に塊と核に分類されます。塊は雲のより大きな下部構造を形成し、平均1パーセクの大きさを持ちます。塊は星団の前駆物質ですが、すべての塊が最終的に星を形成するわけではありません。核ははるかに小さく（10分の1）、密度が高いです。核は重力によって束縛されており、星形成の過程で崩壊します。[ 11 ]

天文学的に言えば、分子雲は短命な構造物であり、存在してから約1000万年で破壊されるか、あるいは大きな構造的・化学的変化を遂げます。その寿命の短さは、分子雲を構成する若い星の年齢が1000万年から2000万年の範囲にあることから推測でき、これは分子雲の内部タイムスケールと一致しています。[ 13 ]

暗黒雲内のTタウリ型星と星形成領域内のOB型星の直接観測は、この予測された年齢範囲と一致する。1000万年以上前のOB型星が雲の周囲に十分な量の雲物質を持たなかったという事実は、この時期以降に雲の大部分が分散したことを示唆しているようだ。雲内に大量の凍結分子が存在しないことも、この構造が短命であったことを示唆している。一部の天文学者は、乱流と原子ガスと分子ガス間の急速な遷移により、分子が大量に凍結することはなかったと提唱している。[ 13 ]

雲の形成と破壊

分子雲は寿命が短いため、絶えず形成と破壊を繰り返しています。天文学者は、銀河系における星形成速度を計算することで、銀河系内の星形成分子雲に集められている星間ガスの量を推定することができます。星に集められる質量の速度は年間約3M☉です。分子雲の質量のわずか2%が星に集められるため、天の川銀河では年間1億5000万☉ものガスが分子雲に集められていることになります。 [ 13 ] [ 14 ]

象の鼻星雲は、細長い暗黒球状星雲です。この球状星雲は、近くの巨大な恒星からの強い電離放射線をかろうじて逃れている高密度ガスの凝縮体です。

天文学者たちは、分子雲の形成メカニズムとして2つの可能性を示唆しています。1つは衝突による雲の成長、もう1つは銀河全体に広がるガス層における重力不安定性です。衝突理論のモデルは、分子雲の形成には非常に長い時間スケールが必要であり、そのような構造の平均寿命を超えているため、衝突が雲形成の主なメカニズムではないことを示しています。[ 14 ] [ 13 ]

重力不安定性が主なメカニズムである可能性が高い。ガス層が多い領域は、隣接する領域に大きな重力を及ぼし、周囲の物質を引き寄せる。この余分な物質は密度を高め、重力による引力も増大させる。ガス層における重力不安定性の数理モデルは、雲の形成時間が推定される時間スケール内に収まると予測している。[ 14 ] [ 13 ]

分子雲が十分な質量を集めると、構造の最も密度の高い領域が重力によって崩壊し始め、星形成クラスターを形成します。このプロセスは雲自体に大きな破壊をもたらします。星が形成されると、その熱によって周囲の雲の一部が電離し始めます。電離したガスは蒸発し、「シャンパンフロー」と呼ばれる形態で拡散します。[ 15 ]このプロセスは、雲の質量の約2%が星に変換されたときに始まります。恒星風も雲の拡散に寄与することが知られています。星によって拡散されたガスが再び冷え、重力不安定性によって新たな雲に引き込まれると、雲の形成と破壊のサイクルは終了します。[ 13 ]

星形成

おうし座分子雲。地球から約430光年離れたこの広大な星間雲群は、無数の星が誕生する場所であり、地球に最も近い広大な星形成領域です。

星形成は、分子雲の最も密度の高い部分の崩壊を伴い、崩壊した領域は小さな塊へと分裂します。これらの塊はより多くの星間物質を凝集させ、重力収縮によって密度を増加させます。このプロセスは、温度が水素の核融合が起こり得る温度に達するまで続きます。[ 16 ]水素の燃焼は、重力に逆らうのに十分な熱を発生させ、静水圧平衡状態を作り出します。この段階で原始星が形成され、周囲の雲からガスと塵を凝集させ続けます。

最も研究されている星形成領域の一つが、地球に近い（140パーセクまたは 430光年離れている）ことから、おうし座分子雲であり、分子雲と星形成の関係についてのデータを収集するのに最適な対象となっている。おうし座分子雲には、T 型タウリ星が埋め込まれている。これらは、星の発達の初期段階にある変光星の一種で、周囲の雲からまだガスと塵を集めているところである。星形成領域の観測は、天文学者が星の進化に関する理論を展開するのに役立ってきた。多くのO 型およびB型の星が、分子雲の中またはそのすぐ近くで観測されている。これらの星型はI 種族（中には 100 万年未満のものもある）に属しているため、誕生の場所から遠く離れた場所に移動したはずがない。これらの若い星の多くは雲団に埋め込まれているのが発見されており、星がその中で形成されていることを示唆している。[ 16 ]

分子雲の種類

巨大分子雲

数百万年以内に、明るい星からの光がこのガスと塵の分子雲を蒸発させてしまうでしょう。「神の指」球状星雲はカリーナ星雲から分離しました。近くには新しく形成された星々が見えており、その像は広範囲に広がる塵によって優先的に散乱された青い光によって赤く染まっています。この画像は1999年にハッブル宇宙望遠鏡によって撮影されたもので、約2光年の範囲に及びます。
おうし座分子雲の一部[ 17 ]

太陽の1万倍以上の質量を持つ分子ガスの巨大な集合体[ 18 ]は、巨大分子雲（GMC ）と呼ばれています。GMCの直径は約15～600光年（5～200パーセク）で、典型的な質量は太陽の1万～1000万質量です。[ 19 ]太陽近傍の平均密度は1立方センチメートルあたり1粒子ですが、GMCの平均体積密度は約10～1000倍高くなります。太陽の密度はGMCよりもはるかに高いですが、GMCの体積は非常に大きいため、太陽よりもはるかに多くの質量を含んでいます。GMCの下部構造は、フィラメント、シート、泡、不規則な塊が複雑に絡み合ったパターンです。[ 8 ]

フィラメントは分子雲中に遍在する。高密度の分子フィラメントは重力で束縛されたコアに分裂し、その多くが恒星へと進化する。ガスの継続的な集積、幾何学的な屈曲、そして磁場が、フィラメントの詳細な分裂様式を制御している可能性がある。超臨界フィラメントでは、観測により、フィラメントの内幅に匹敵する0.15パーセク間隔の高密度コアの準周期的鎖が明らかになっている。[ 20 ]フィラメントの相当な部分には前星期および原始星期のコアが含まれており、重力で束縛されたコアの形成におけるフィラメントの重要な役割を裏付けている。[ 21 ]最近の研究では、分子雲内のフィラメント構造が星形成の初期条件と恒星のIMFの起源において重要な役割を果たしていることが示唆されている。[ 22 ]

フィラメントと塊の最も密度の高い部分は分子コアと呼ばれ、最も密度の高い分子コアは高密度分子コアと呼ばれ、1立方センチメートルあたり10 4～ 10 6個を超える密度を持ちます。典型的な分子コアはCOで追跡され、高密度分子コアはアンモニアで追跡されます。分子コア内の塵の濃度は通常、背景の星からの光を遮るほど高く、暗黒星雲のようにシルエットで現れます。[ 23 ]

GMCは非常に大きいため、局所的なGMCでも星座のかなりの部分を覆うことがあります。そのため、オリオン分子雲（OMC）やおうし座分子雲（TMC）など、その星座の名前で呼ばれることがよくあります。これらの局所GMCは、グールドベルトと一致する太陽の近傍にリング状に並んでいます。[ 24 ]銀河系で最も質量の大きい分子雲の集まりは、銀河中心の周囲に半径120パーセクの非対称リングを形成しています。このリングの最大の構成要素は、いて座B2複合体です。いて座領域は化学的に豊かで、星間空間で新しい分子を探索する天文学者によってしばしば例として使用されます。[ 25 ]

30個の合体銀河における分子ガスの分布[ 26 ]

小さな分子雲

太陽の数百倍未満の質量を持つ、重力によって束縛された孤立した小分子雲は、ボック・グロビュールと呼ばれます。小分子雲の最も密度の高い部分は、大質量ブラックホールに見られる分子核に相当し、しばしば同じ研究の対象となります。

高緯度拡散分子雲

1984年、IRASは新しいタイプの拡散分子雲を発見しました。[ 27 ]これらは拡散した糸状の雲で、銀河の高緯度で観測されます。これらの雲の典型的な密度は1立方センチメートルあたり30個の粒子です。[ 28 ]

へびつかい座南星団は、フィラメント状の分子雲に埋め込まれており、星団を垂直に横切る暗いリボンとして観測されています。この雲は、分子雲の安定性を研究するための実験台として機能してきました。[ 29 ]

分子雲複合体のリスト

参照

参考文献

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