天文学概論（第４回）

星惑星形成１～恒星の起源と進化～

東京工業大学　佐々木貴教

星惑星形成１～恒星の起源と進化～

・星形成と進化の全体像・小質量星の形成（分子雲から主系列星へ）・様々な質量の星の最期

次回：星惑星形成２　～太陽系形成論～・原始惑星系円盤（原始太陽系円盤）・古典的太陽系形成論モデル・地球の形成・初期進化

星形成と進化の全体像

星（恒星）とは？・ガス（H, He）の巨大な塊・内部で核融合反応・自ら光り輝いている

・拡張：放射と熱膨張・収縮：自らの質量による重力　　→ このバランスが保たれている

・等級：見かけの明るさ・絶対等級：星本来の明るさ・星の色：表面温度

星の明るさ・等級：見かけの明るさ　　ベガ（こと座アルファ星）を0等と定義　　　m = -2.5 log (☆/Vega)　　　　→ 100倍明るいと -5 等級　　同じ星でも距離によって等級が異なる

・絶対等級：星本来の明るさ　　10pc (3.3光年) の距離に星を置いた時の等級

・光度：星の絶対的な明るさ　　1秒あたりのエネルギー放射量

HR図（星の色と明るさ）

横軸：温度　　(星の色)

縦軸：光度　　(星の明るさ)

青い星：高温赤い星：低温

主系列星

（１）星間分子雲の収縮とコアの形成（２）原始星の形成と成長（３）主系列星への進化

星の材料：宇宙に漂うガス（星間分子雲）

星形成の３段階

・星は1個だけで生まれることは少ない・数10個～数100個の星が同時に生まれること　が多い（星雲・星団）・軽い星ほど多く生まれる

星形成の流れ

分子雲から主系列星への進化

星形成領域

星の周りの円盤

様々な質量の星の一生

小質量星・大質量星・連星系・小質量星：太陽質量の0.08倍～2倍程度の星　　太陽程度の小質量星が全体の9割近くを占める　　進化のタイムスケールが長い（数億年以上）　　観測的・理論的理解が進んでいる

・大質量星：太陽質量の8倍程度以上の星　　絶対数が非常に少ない　　進化のタイムスケールが短い（数千万年以下）　　観測的・理論的理解がまだ進んでいない

・連星系：2つの星が重心の周りを運動している　　連星系の形成は重要な研究課題

小質量星の形成（分子雲から主系列星へ）

分子雲から主系列星への進化

星間分子雲

宇宙空間に存在する分子ガスの集まり

星間分子雲中の密度が濃い部分が自己重力で収縮　→ 分子雲コアの形成星形成のスタート！

典型的な分子雲コア

水素分子密度：104 cm-3温度：10 Kサイズ：0.05光年質量：太陽質量の10倍収縮の時間：105-106年

星間分子雲の収縮とコア形成

分子雲コアの観測分子雲の観測：　主成分は水素だが電波を放出しないので観測不可　　→ 次に存在量の多い一酸化炭素（CO）を観測

分子雲コアの観測：　高密度過ぎるため12C16Oの放射が飽和してしまう　　→ 13CO, C18O, CS, NH3, HCO+, N2H+ を観測

原始星コア（星の種）の観測：　周囲の星間微粒子を暖めて赤外線を放射する　　→ 遠赤外線・赤外線・近赤外線で観測

おうし座にある分子雲コア

・分子雲コア中心部の密度が1011cm-3を超える　　→ 原始星の誕生・原始星の周囲に原始星円盤が形成・円盤から原始星にガスが降り積もる　　→ 原始星の質量増加・原始星円盤から垂直方向に　双極分子流が吹き出す・約106年でガス降着終了　原始星の質量が決まる

原始星の形成と成長

双極分子流・光ジェット

T タウリ型星：前主系列収縮期・質量降着を終えた星はゆっくりと収縮する　　→ この段階の星を T タウリ型星と呼ぶ

・T タウリ型星の特徴　　星の周囲に星間ガスの名残をとどめている　　若い星であることを示す状況証拠がある　　表面温度は 3000～7000 K　　表面の磁場を伴う活動が示唆される

・中質量星で対応する星も存在　　→ ハービッグ Ae/Be 型星と呼ぶ

原始星は約107年かけて収縮、内部温度が上がる　→ 水素燃焼が起こる温度（1.5×107 K）に到達　→ 一人前の恒星（主系列星）になる

主系列星への進化

T Tauri Star

原始惑星系円盤'"���('+�,�

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原始惑星系円盤分子雲コア

分子雲コアの収縮　 重力と遠心力のつりあい原子惑星系円盤が形成

原始星 T タウリ型星

原始惑星系円盤の観測

実際に様々な形の円盤が観測されている　→ 原始惑星系円盤は確かに存在する！

様々な質量の星の最期

様々な質量の星の一生

3

3

初期質量関数（IMF）

.1 .2 .3 .4 .6 1.8 2 4 6 8 10 20 40 60 80

-1 0

-2

-1

0

1

2

1 2

Γ=-1.35

Γ=-1.35

Γ=-2.3

ξ(log

M) s

tars

log-1

M p

c-2-2

Log M (MO)

Figure 1: Field star IMF in the solar neighborhood. Plotted are star numbers per logarithmicmass interval. Crosses: solar-neighborhood IMF of [45]; points with error bars: revised fieldstar IMF of [54]. The straight lines indicate slopes of –1.35 (Salpeter slope), and –2.3 (power-law approximation to the high-mass end of the Miller-Scalo IMF) at arbitrary normalization.The extrapolation of the Salpeter IMF to 0.1 M! highlights the di!erence between this IMFand a more realistic IMF with a flattening at low masses.

The solar neighborhood IMF can be approximated by a power-law with an exponent closeto Salpeter’s value of " = !1.35 for masses higher than "10 M!. The IMF becomes steepertowards lower masses but can still be reasonably well approximated by a power-law exponentdown to "2 M!. The IMF is scale-free over 1 to 2 orders of magnitude in mass. Below about2 M!, the IMF flattens, or may even turn over — although this is under debate (see [25]).Uncertainties become prohibitive at the lowest masses but it may well be (and is plausible)that the trend in Figure 1 continues, and the IMF over the full mass range is symmetric withrespect to the maximum at "0.3 M!. This would suggest a preferred mass of "0.3 M!, andthe mass range accessible to observations would merely be the tip of the iceberg.

It is worth recalling that even if the IMF is truncated close to 1 M!, most of the mass of astellar population is locked in low-mass stars. For a Salpeter IMF, stars with masses between1 and 10 M! contribute six times more mass to the total mass than all stars above 40 M!.Conversely, most of the stellar light is provided by the most massive stars due to the steep

星の質量（対数）

単位質量・単位体積あたりの星の個数（対数）

(Msolar)

観測から導いた星の質量分布

・0.1～1.0 Msolar が　圧倒的に多い

・最大で 100 Msolar　程度まで存在

・0.08 Msolar 以下は　褐色矮星と呼ばれる

太陽は宇宙の中で典型的な質量を持つ星

様々な質量の星の寿命星の質量［太陽質量］ 星の寿命［年］

100 2.7×106

50 5.9×106

10 2.6×107

5 1.0×108

2 1.3×109

1 1.0×1010

0.7 4.9×1010

0.5 1.7×1011

質量の大きな星ほど寿命が短い

赤色巨星

・水素を使い果たした中心核はヘリウム核となる　　→ 周囲の水素の層で核融合が進行

・外層は自己の重力を振り切り大きく膨張　中心から離れるため温度が下がり赤色になる

・太陽の約40倍以上の星の場合　　水素の外層が吹き飛び内部の高温部分が残る　　　→ 青色巨星と呼ぶ例：アンタレス（さそり座α星）, ベテルギウス（オリオン座α星）

惑星状星雲

・超新星に至らずに一生を終えた星の残骸

・重力を振り切ったガスが散乱で輝いているもの　電離による輝線スペクトルが環状に見える

・周囲のガスは星間ガスとして宇宙空間へ　　→ 新しい星の材料となる

・惑星状星雲の中心部分には白色矮星が残る例：こと座の環状星雲（M57）, ふたご座のエスキモー星雲

白色矮星

・太陽質量8倍以下の星の最期の姿

・サイズは地球程度・質量は太陽程度　　→ 非常に高密度な天体である

・電子の縮退圧で重力による収縮を支えている　　→ 支えきれない場合は中性子星になる

・数十億年から数百億年かけて冷却していく例：シリウス（おおいぬ座α星）の伴星, ヴァン・マーネン星

超新星

・ 太陽質量8倍以上の星の最期に起きる爆発現象

・炭素核融合反応でネオン・マグネシウムが生成　　→ 陽子が電子を捕獲する反応が発生　　→ 電子の縮退圧が弱まり一気に重力崩壊　太陽質量の10倍以上だと核融合で鉄まで生成　　→ 鉄の光分解により一気に重力崩壊

・いずれも爆縮的崩壊の反動で大爆発を起こす例：SN1054（銀河系内）, SN1987A（大マゼラン星雲内）

中性子星

・太陽質量8倍～30倍程度の星の最期の姿

・サイズは10km程度・質量は太陽程度　　→ とてつもなく高密度な天体である

・パルス状の電磁波を放出しているものもある　　→ パルサーと呼ぶ

・中性子星自体は可視光線を発していない　　→ パルサーとしてその実在が確認された例：PSR B1919+21, SGR 1806-20（いずれもパルサーの名前）

ブラックホール

・太陽質量30倍程度以上の星の最期の姿

・収縮の段階で自己重力を支えきれない　　→ 重力崩壊が続き極限までつぶれたもの

・落下する物体は赤方偏移を受ける　　→ 可視光→赤外線→電波→不可視と変化　　→ ブラックホールの中心は見えない

・ある半径で脱出速度が光速を越える　　→ この半径の球面を事象の地平線と呼ぶ

繰り返される星の生と死