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2008-11-28T17:15:31Z

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'''星形成'''（ほしけいせい [[英語|英]]：star formation ）とは、高密度の[[分子雲]]が重力で収縮して球状の[[プラズマ]]となり[[恒星]]が形成される過程のことをいう。星形成研究は[[天文学]]の一分野であり、星形成の前段階としての[[星間物質]]・[[巨大分子雲]]の研究や、その生成物としての[[スペクトル分類|若い恒星]]や[[惑星形成]]の研究とも関連する分野である。星形成の理論は一恒星の形成ばかりではなく、[[連星]]の統計的研究や[[初期質量関数]]を説明するものでもある。

== 理論的大枠 ==
星形成に関する現在の理論によれば、分子雲のコア（高密度領域）は[[重力]]的に不安定で断片化し、収縮を始める（自発的星形成）か、[[超新星]]爆発などのような高エネルギーを発生する[[天文現象]]の[[衝撃波]]が引き金になって（誘発的星形成）付近の[[星雲]]で星形成が始まる。この重力収縮の段階で重力[[エネルギー]]の一部は[[赤外線]]で放射され、残りは収縮が加速する物体の中心部で温度を上昇させる。物質の降着は[[星周円盤]]形成の過程でも進行する。密度と温度が十分に上昇すると[[重水素]]の[[原子核融合|核融合]]がはじまり、これにより発生する電磁波の[[輻射圧]]で収縮の速度は低下する（が停止はしない）。星雲を構成する物質は次々と[[原始星]]に降着する。この段階で双極分子流が発生するが、その原因は降り注ぐ物質の[[角運動量]]の影響とみられる。最後に原始星の核で[[水素]]が核融合を始めると、これを取り巻く物質が吹き払われる。

原始星は成長過程で[[ヘルツシュプルング・ラッセル図|HR図]]上の[[林トラック]]を辿る。収縮は林トラックの末端まで続くが、その後は[[ケルビン・ヘルムホルツ収縮]]の時間尺度で収縮が継続し温度は安定する。この段階で0.5[[太陽質量]]未満の[[恒星]]は主系列に合流する。これより質量が大きな原始星は、林トラックの終わりから靜水圧[[平衡]]に近い状態でゆっくり収縮を続け、[[ヘニエイトラック]]に移行する。

星形成の過程と段階は1太陽質量程度以下ではよく解明されている。しかし大質量星では星形成過程の時間が星の進化の時間スケール全体からみて短期間に過ぎず、その過程そのものもまだ十分わかっていない。原始星が成長して主系列に合流して以後の進化は[[恒星進化論]]の研究領域となる。

== 観測 ==
照らす若い大質量星から星が芽吹くゆりかごとなる高密度ガス柱までをみることができる。この不安定な星形成領域は天文学上もっともドラマチックで天体写真の被写体になりやすいもののひとつである。]]

星形成の鍵を握る元素は、[[可視光]]域ではなく[[電波]]領域でのみ観測が可能である。分子雲の構造と原始星の影響は、1)近赤外域の減光量マップ（減光がある領域と減光がない近隣領域で単位視野面積あたりの恒星数を比較する）、2)[[宇宙塵|星間塵]]の[[熱放射]]、3)[[一酸化炭素|CO]]その他の[[分子]]の[[回転準位|回転遷移]]による観測が可能である。2)、3)は[[電波天文学|ミリ波帯やサブミリ波帯]]で観測される。原始星や若い星の[[電磁波]]放射は、[[赤外線天文学]]が対象とする[[波長]]域で観測されるが、これはこれらが形成される分子雲による[[吸光|減光]]がかなり大きく、可視光域で観測するのはまず無理だからである。分子雲は200-450[[マイクロメートル|μm]]に透明な窓があるほかは20-850μmまでのほぼ全域で不透明であり、観測には困難が伴う。この領域以外でも減光分を補償する何らかの手法が不可欠となる。各恒星の形成形態を直接観測できるのはわが[[銀河系]]内に限られるが、[[銀河|銀河系外星雲]]における星形成は、特殊手法による[[スペクトルデータベース#具体例|質量スペクトル]]観測で検出されてきた。

== 研究の節目をつくった主な天体 ==
*[[MWC349]]は[[1978年]]に発見された。誕生後わずか1000年と推定される。地球から1万[[光年]]離れているので、現在の実年齢は1万1000年である。
*[[VLA1623]]はクラス0の原始星の典型例で、質量の降着がまだ終了していない埋没原始星の一種である。[[1993年]]の発見で、年齢は1万年に満たないとみられる[http://www.newscientist.com/article/mg13718613.200-science-youngest-star.html]。
*[[L1014]]は最新の望遠鏡でのみ検出できるごく暗い埋没天体であり、既存の分類に収まらないものの代表である。その位置づけはまだ不確定だが、これまで発見されたことがないもっとも若い小質量のクラス0原始星、または超小質量の形成期を終えた天体（[[褐色矮星]]や[[惑星#太陽系外惑星|浮遊惑星]]など）でありうる[http://www.sciencenews.org/articles/20041113/fob5.asp]。
*[[IRS8*]]は[[2006年]][[8月]]に発見されたもっとも若い[[HR図|主系列星]]である。推定年齢は350万年である[http://www.newscientistspace.com/article.ns?id=dn9738&feedId=space_rss20]。

== 小質量と大質量の星形成 ==
質量が違うと星形成のメカニズムにも違いが生じると考えられている。小質量星の形成理論では、分子雲が回転しながら重力による収縮で密度が上昇してゆくことで小質量星が形成されることが、多数の観測結果とよく合致している。すでに述べたように、回転するガスとダストが[[重力収縮]]して中央の原始星へと物質が集積し、星周円盤を形成してゆく。太陽質量の8倍より重い星では星形成のメカニズムはまだ不明の点が多い。

大質量星は降着する物質を押し返すほどの大量の電磁波を放射する。かつてはこの[[輻射圧]]は質量の大きな原始星への物質降着を妨げると考え、太陽質量の数十倍を超える大質量星の形成をうまく説明できなかった。近年の理論研究では、[[宇宙ジェット|ジェット]]とアウトフローで円盤の双極方向にできた空洞状の領域から大質量星が放射する[[電磁波]]のほとんどが抜け出してしまい物質の降着を妨げないことがわかってきた。そのため現段階では大質量星も小質量星の形成と同じような機構で形成されるらしいと考えられるようになった。

大質量星を取り巻く星周円盤の有力な証拠は、複数の天体で確認されている。大降着率説と合体説など大質量星の形成に関する複数の理論が現在観測による検証を待つ段階にある。

== 外部リンク ==

* [http://www.geocities.com/altoid22001/starformation.html Star formation]

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[[Category:天文学]]
[[Category:天文学に関する記事]]

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星形成 - 変更履歴

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