分子雲

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分子雲(Molecular cloud)は星雲の一種であり、その大部分は水素分子である。星形成が行われている場合は、育星場、星のゆりかごとも言う。典型的な分子雲の大きさは、直径が100万光年、質量は太陽の10万倍、温度は25K(-258℃)程度、密度は水素分子が10~100万個/cm−3[1]

低温の水素分子は放射を出さず検出が難しいため、しばしば一酸化炭素輝線を用いて水素分子ガスの総質量を決定する。ここで一酸化炭素輝線の光度と水素分子ガスの質量の比は一定と仮定されているものの、この比の値は場所によってばらつきがある[2]

起源[編集]

銀河系では、分子ガスは星間物質全体の体積の1%以下であるが、太陽系の軌道の内側にある質量の約半分を占めるほど、密度が高い領域である。分子ガスの塊は銀河系の中心から3.5-7.5キロパーセクの距離に環状に広がっている(太陽系は銀河系の中心から約8.5キロパーセクである)[3]。銀河系の一酸化炭素の大規模なマップを見ると、ガスは銀河の渦状腕に沿って分布していることが分かる[4]。分子ガスの大部分は銀河の渦状腕にあるため、分子雲は渦状腕を通過する時間である1000万年の間に形成されるとする説がある[5]

分子雲は銀河のディスクから垂直方向に約50-75パーセクの範囲に広がっており、特徴的なスケールハイトを持つ。これは、熱原子の130-400パーセク、熱イオンの1000パーセクと比べても狭い範囲である[6]

分子雲の分布は長距離的に見ると平均的であるが、詳しく見ると非常に不規則である[3]

太陽近傍の分子雲は非常に大きく見えるため、星座の一部分を覆い、オリオン座分子雲おうし座分子雲のようにその星座の名前で呼ばれることがある。これらの分子雲は、グールド・ベルトの中に環状に配列している[7]。銀河中心の周りには半径約200~300パーセクの分子ガスの環があり、この中にはいて座B2と呼ばれる巨大分子雲複合体がある。いて座B2は化学種が豊富で、天文学者が新しい星間分子を探す対象の領域となっている[8]

分子雲のタイプ[編集]

巨大分子雲[編集]

太陽質量の1万倍から100万倍程度のものを巨大分子雲と呼ぶ。直径は10~100パーセク程度。

小分子雲[編集]

質量が太陽の数100倍以下で、重力的に孤立している小さい分子雲はボーク・グロビュールと呼ばれる。小分子雲の最も密度の大きい部分は、巨大分子雲の分子雲コアに相当する。

高緯度拡散分子雲[編集]

1984年、IRASは新しいタイプの拡散した分子雲を発見した[9]。これらは銀河座標の高緯度領域に繊維状に分布した分子雲で、水素分子密度は約30個cm−3である[10]

分子雲コア[編集]

分子雲は、繊維状、シート状、泡状、不規則な塊状などの複雑な内部構造を持つ[5]。その中で密度が大きい塊は「分子雲コア」と呼ばれる。分子雲コアの温度は10K程度、直径0.1pc程度で質量は10太陽質量程度。水素分子密度は1万~100万個cm−3。分子雲コアにある高密度の塵は、背景からの恒星の光を遮り、暗黒星雲と呼ばれるシルエットのように見える[11]

過程[編集]

星形成[編集]

ケフェウス座Bの分子雲の中や回りには若い恒星がある。

星形成は分子雲でのみ起こると信じられている。これは低い温度と高い密度の結果、分子雲を崩壊させる重力が内部からの圧力を上回ることで起きる。また観測の結果、分子雲は空ののように外部からの圧力によってまとまっているのではなく、恒星や惑星、銀河のように自身の重力の影響の方が大きいことが明らかになった。

分子雲では、数100万~数1000万年にわって星が作り続けられるとされる。[12]

物理学[編集]

分子雲の物理学についてはまだ分かっていないことが多く、議論の最中にある。内部の運動は、冷たく磁性を持ったガスの乱流に支配される。乱流の速度は超音速で磁場の撹乱の速度と匹敵し、この状態は急速にエネルギーを失って、エネルギーの再注入がなければ完全に崩壊すると考えられている。同時に、分子雲はその質量が恒星になる前に、例えば巨大な恒星の質量の影響等によって崩壊させられることがあることも知られている。

特に巨大分子雲は、しばしば内部にメーザーを含むことがある。

出典[編集]

  1. ^ 「徹底図解 宇宙のしくみ」、新星出版社、2006年、p106
  2. ^ Craig Kulesa. “Overview: Molecular Astrophysics and Star Formation”. Research Projects. 2005年9月7日閲覧。
  3. ^ a b Ferriere, D. (2001). “The Interstellar Environment of our Galaxy.”. Reviews of Modern Physics 73 (4): 1031–1066. doi:10.1103/RevModPhys.73.1031. 
  4. ^ Dame et al.; Ungerechts, H.; Cohen, R. S.; De Geus, E. J.; Grenier, I. A.; May, J.; Murphy, D. C.; Nyman, L.-A. et al. (1987). “A composite CO survey of the entire Milky Way”. Astrophysical Journal 322: 706–720. doi:10.1086/165766. 
  5. ^ a b Williams, J. P.; Blitz, L.; McKee, C. F., (2000). “The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF”. Protostars and Planets IV. Tucson: University of Arizona Press. pp. 97 
  6. ^ Cox, D. (2005). “The Three-Phase Interstellar Medium Revisited”. Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 43: 337. doi:10.1146/annurev.astro.43.072103.150615. 
  7. ^ Grenier (2004). “The Gould Belt, star formation, and the local interstellar medium”. The Young Universe  Electronic preprint
  8. ^ Sagittarius B2 and its Line of Sight
  9. ^ Low et al.; Young, E.; Beintema, D. A.; Gautier, T. N.; Beichman, C. A.; Aumann, H. H.; Gillett, F. C.; Neugebauer, G. et al. (1984). “Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission”. Astrophysical Journal 278: L19. doi:10.1086/184213. 
  10. ^ Gillmon, K., and Shull, J.M. (2006). “Molecular Hydrogen in Infrared Cirrus”. Astrophysical Journal 636: 908–915. doi:10.1086/498055. 
  11. ^ Di Francesco, J., et al. (2006). “An Observational Perspective of Low-Mass Dense Cores I: Internal Physical and Chemical Properties”. Protostars and Planets V 
  12. ^ 「徹底図解 宇宙のしくみ」、新星出版社、2006年、p107