降着 (天文学)

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降着: accretion)は、降着円盤中で重力が次々と物質(特に気体状物質)を引きつけることで、粒子が集積して巨大な天体になることである[1][2]銀河恒星惑星等、ほとんどの天体は降着を経て形成された。

概要[編集]

地球やその他の地球型惑星が流星状の物体から形成されたという降着モデル (accretion model) は、1944年にオットー・シュミットにより提唱された。その後、ウィリアム・マクリーにより原始惑星理論 (protoplanet theory)、マイケル・ウルフソンにより捕獲理論 (capture theory) が提唱された[3]。1978年、アンドリュー・プレンティスはラプラスの惑星形成のアイデアを復活させ、近代ラプラス理論 (modern Laplacian theory) を発展させた[3]。これらのモデルは完全には成功せず、提唱された理論の多くは叙述的なものであった。

オットー・シュミットによる1944年の理論は、1969年にヴィクトル・サフロノフが定量的に大きく発展させた。[4]。サフロノフは、地球型惑星の形成の異なる段階について詳細に計算した[5][6]。それ以降、このモデルは、微惑星の集積の数値シミュレーションを用いてさらに発達した。現在では、恒星が星間物質の重力収縮によって形成されるというモデルが受け入れられている。収縮する前は、この星間物質の大部分は、オリオン星雲のような分子雲の形態を取る。分子雲が収縮すると、位置エネルギーを失って発熱し、運動エネルギーを得る。角運動量の保存により、分子雲は平らな円盤である降着円盤を形成する。

銀河の降着[編集]

ビッグバンの数十万年後、宇宙は原子が形成できる温度まで冷えた。宇宙がさらに拡大し冷えると、原子は十分な運動エネルギーを失い、ダークマターが合体して、原始銀河を形成した。さらに降着が進むと、銀河が形成された[7]。間接的な証拠は広く存在する[7]。銀河は融合やガスの降着を経て成長する。銀河内でも降着が起こり、星形成が起こった。

恒星の降着[編集]

三裂星雲の可視光(左)及び赤外線(右)画像

恒星は、質量約30万太陽質量、直径約65光年にも及ぶ、冷たい水素分子からなる巨大分子雲の中で形成されたと考えられている[8][9]。数百万年かけて、巨大分子雲は崩壊し、分裂する[10]。これらの断片は小さく密度の濃いを形成し、さらに収縮して恒星になる[9]。核の質量は、太陽の数分の一から数倍までの範囲に及び、原始星星雲と呼ばれる[8]。直径は2000-20000天文単位で、粒子数密度は10,000-100,000/cm3である。参考に、海面上の空気の粒子数密度は、2.8×1019/cm3である[9][11]

初期の収縮で太陽質量程度の原始星星雲になるまで、10万年程度かかる[8][9]。全ての星雲は、ある程度の量の角運動量を持つ。星雲の中心付近のガスは、比較的角運動量が低く、素早く圧縮され、高温の流体静力学的な核を形成するが、その質量は星雲全体の質量に対し小さなものである。この核は、後に恒星になる種を形成する[8]。崩壊が続くと、角運動量の保存によりエンベロープが回転しながら落ち込み、最終的に円盤になる。

新しく誕生した星HH 46/47からの分子流の赤外線画像

円盤からの物質の落ち込みが続くと、エンベロープは薄く透明になり、最初は赤外線、後に可視光で、若い星状天体を観測できるようになる[11]。この頃になると、原始星重水素核融合を始める。原始星が約80木星質量以上の十分な質量を持つと、続いて水素核融合が起こる。質量がこれよりかなり少ないと、褐色矮星になる[12]。このような新しい恒星の誕生は、収縮が始まってから約10万年後に起こる[8]。この段階の天体は、クラスIの原始星、あるいは若いおうし座T型星、進化した原始星、若い星状天体と呼ばれる。この時までに、形成中の恒星は、既にその質量の大部分を獲得している。円盤と残ったエンベロープの合計質量は、中央の若い星状天体の質量の10-20%を超えない[11]

連星の質量が小さい方の恒星が膨張段階に入ると、外層大気がもう一方に流れ込み、降着円盤を形成する。

次の段階では、エンベロープが完全に消失して円盤に吸収され、原始星が古典的なおうし座T型星となる[13]。後者は降着円盤を持ち、熱いガスの降着が続いて、スペクトル中に強い輝線を持つ。前者は降着円盤を持たない。古典的なおうし座T型星は、弱輝線Tタウリ星に進化する[14]。この進化は、約100万年後に起こる[8]。古典的なおうし座T型星の周りの円盤の質量は、恒星の質量の約1-3%であり、1年当たり10-7-10-9太陽質量の割合で降着する[15]。通常、1対の双極性ジェットも伴う。降着により、強い輝線、磁場の活動、変光、ジェット等の、古典的なおうし座T型星の持つ特有の性質も全て説明される[16]。輝線は、降着ガスが恒星の「表面」を叩くことで発生し、それは磁極付近で起こる[16]。ジェットは降着の副産物であり、余分な角運動量を持ち去る。古典的なおうし座T型星の段階は、約1000万年続く[8]。恒星への降着、惑星の形成、ジェットによる放出、中心の恒星や近隣の恒星からの紫外線放射による光蒸発英語版等のため、円盤は最終的には消滅する[17]。結果として、若い恒星は弱輝線Tタウリ星になり、さらに数億年かけて、初期の質量に応じて太陽のような通常の恒星に進化する。

惑星の降着[編集]

若い恒星を中心とした原始惑星系円盤の想像図

宇宙塵は自己降着により粒子の大きさが成長して、巨礫ほどの大きさの微惑星になる。より大きな微惑星は、小さな微惑星を降着させ、あるいは衝突によって破壊する。降着円盤は、小さな恒星、または近接連星中のコンパクト星、または銀河の中心にあるような物質に囲まれたブラックホールの周りには通常存在する。円盤内での摩擦等により、周囲を回るガスは角運動量を失って中心の大質量の天体に落ち込む。時に、これにより恒星の表面で核融合が起こることもある (白色矮星表面で発生する新星がその例。ボンディ降着流も参照)。

地球型惑星や惑星の核の形成では、いくつかの段階が考えられる。最初に、ガスや塵微粒子が衝突すると、ファンデルワールス力電磁力等の微視的な力により、集積して、マイクロメートル程度の大きさの粒子を形成する。この段階では、集積の原動力の大部分は重力ではない[18]。しかし、センチメートルからメートル程度の大きさの微惑星の形成についてはよく分かっておらず、微粒子が衝突した時に跳ね返るのではなく合体する理由についても説得力のある説明はできていない[18]:341。特に、これらの物体が 0.1-1 km 程度の大きさの微惑星に成長するのかは未だ明らかではなく[5][19]、この問題は "meter size barrier" として知られている[20][21]。塵粒子が凝結によって成長する場合、内向きの速度だけでなく、近傍の他の粒子と比べた相対速度が徐々に大きくなり、破壊的な衝突につながるため、集積し成長できる大きさには、ある一定の上限がある[22]。Ward は、低速で動く粒子が衝突すると、非常に小さいがゼロではない重力により、その脱出が妨げられるとした[18]:341。粒子の破壊は小さな粒子を補充し、円盤を厚く保つだけではなく、あらゆる大きさの固体を比較的大量に維持するのにも重要な役割を果たすと考えられる[22]

"meter size barrier"を乗り越えるメカニズムについて多くの提案がなされた。例えば、ある仮説では、局地的に小石大の固体粒子(ペブル)が集まった領域が形成され、それらが微惑星へ重力収縮し、小惑星程の大きさになるとされる。このような領域は、例えば渦の間、圧力の極大領域、巨大惑星により形成されるギャップの端、または円盤の乱流領域の境界等、ガス円盤の構造により受動的に発生する[23]。また別の仮説では、ストリーミング不安定性英語版と呼ばれるフィードバック機構により、粒子がこれらの領域の形成に積極的な役割を果たすとする。ストリーミング不安定性では、原始惑星系円盤内の固体-気体相互作用により局所的な領域が形成され、新しい粒子が集積することで成長し、大きなフィラメントを形成するとする[23]。代わりに、もし塵が集まって形成する粒子が多孔質であると、自身の重力で崩壊するまで成長が続く。これらの物体の密度が低いことが、ガスと強く結びついたままでいることを可能とし、浸食や断片化を引き起こす高速の衝突を避けている[24]

粒子は最終的に互いに集合して、微惑星と呼ばれる山程度の大きさの天体となる。微惑星間の衝突や重力相互作用により、10万年から100万年程度で月程度の大きさの原始惑星になる。最終的に、1000万年から1億年で原始惑星は衝突して惑星を形成する[19]。微惑星は、その進化を計算する際に重力相互作用を考慮に入れる必要がある程度に大きな質量を持つ[5]。成長は、ガスの抵抗による小天体の軌道崩壊によって促進され、原始惑星の軌道間での孤立を妨げる[25][26]。さらなる衝突や集積により、巨大ガス惑星の核や地球型惑星が形成される。

微惑星が、ペブルの局所的な密集領域における重力収縮により形成された場合、微惑星から原始惑星や巨大惑星の核へ成長する際に、さらにペブルの降着が重要となる。ペブルの降着は、ガスの抵抗により促進される。ガスの抵抗により、ペブルの速度が低下して脱出速度を下回ると、重い天体の方に加速しながら渦を巻いて落ち込む。ペブルの降着により、微惑星のみの降着の場合よりも惑星の形成速度が数千倍も早まり、ガス円盤が散逸する前に巨大惑星を形成することを可能とする[27][28]。しかし、ペブルの降着による核の成長は、天王星海王星の最終的な質量及び組成とは矛盾しているように見える[29]

地球型惑星の形成は、木星型惑星とも呼ばれる巨大ガス惑星の形成とは異なる。地球型惑星を構成する粒子は、内太陽系で凝集した金属や岩である。しかし、木星型惑星は巨大な氷の微惑星が起源で、これらが原始太陽系星雲から水素やヘリウムを獲得したものである[30]。これら2つの分類の違いは、原始太陽系星雲の凍結線によるものである[31]

小惑星の降着[編集]

コンドライト隕石内のコンドルール

隕石は、小惑星の起源と進化の全ての段階の降着や衝突の記録を含むが、小惑星の降着と成長のメカニズムは、未だよくわかっていない[32]。証拠からは、小惑星の主な成長手段は、小惑星に降着する前に宇宙空間で溶融した mm 程度の大きさの液滴であるコンドルールの降着であることが示唆されている[32]。内太陽系では、コンドルールは降着の開始に不可欠であると考えられている[33]。小惑星の質量が小さいのは、コンドルールの形成や移動の効率の悪さのせいでもある[33]。また、衝突により小惑星の形成や破壊が影響され、その地質学的な進化の主要な要因であると考えられている[33]

コンドルール、金属粒子、その他の構成物は、恐らく原始太陽系星雲で形成されたと考えられている。これらは互いに降着し、親小惑星を形成した。このような天体のいくつかは融解し、金属質の核とカンラン石の多いマントルを形成し、他のものは水質変成を受けた[33]。小惑星が冷えると、45億年のうちに衝突により侵食されたり破壊されたりした[34]

降着が起こるには、衝突速度は脱出速度の約2倍以下でなければならない。半径 100 km の小惑星の場合、約 140 m/s である[33]小惑星帯での降着の単純なモデルでは、通常、μm 程度の大きさの塵粒子が集合して星雲の中央平面に落ち着き、濃い塵の層を形成し、これが重力により、km 程度の大きさの微惑星の円盤になると仮定される。しかし、小惑星はこのような降着をしないという説もある[33]

彗星の降着[編集]

彗星やその前身は、恐らく惑星の形成の数百万年前に外太陽系で形成された[37]。いつどのように彗星が形成されたかについては議論があり、太陽系の形成、力学、地質に明確な影響を及ぼす。3次元コンピュータシミュレーションは、彗星の核に観察される主要な構造的な特徴は、弱い微彗星の低速での対降着により説明できることを示唆した[38][39]。現在支持される形成メカニズムである星雲仮説では、彗星は、惑星の成長に使われた材料の残骸であるとされる[40][41][42]

天文学者は、彗星はオールトの雲散乱円盤の両方に由来すると考えている[43]。散乱円盤は、海王星が外側に移動して、原始カイパーベルト内に入った時に形成された。当時は太陽にずっと近く、その軌道に影響されない安定な天体の集団をカイパーベルトとして残し、海王星がその軌道を乱しうるほど近日点が接近している天体を散乱円盤とした。散乱円盤は動的に活発でカイパーベルトは比較的安定であるため、現在は散乱円盤が周期彗星の起源である可能性が高いと見られている[43]。古典的なオールトの雲理論では、半径約5万天文単位の球状であるオールトの雲は、原始太陽系星雲と同時期に形成し、時々巨大惑星や恒星が付近を通過して重力的に乱されると、内太陽系に向かって彗星を放出すると考えられている[44]らせん星雲では、既にそのような彗星雲が発見されている[45]

2015年のロゼッタによるチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星の観測で、太陽の熱が表面を貫通すると、地中に埋まった氷を蒸発(昇華)させる様子が明らかとなった。生じた水蒸気の一部は核から逃げるものの、その80%は地表下の層で再凝縮した[46]。この観測により、地表に近い氷に富む薄い層は彗星の活動や進化の結果であり、球状の層は彗星形成の歴史の初期にできたものある必要はないことが示唆された[46][47]。大部分の科学者は、全ての証拠は、彗星の核の構造は前世代の氷の微惑星のラブルパイルであることを示していると考えている[48]。ロゼッタのミッションは、彗星は異なる素材のラブルパイルであるという考えを否定した[49][50]

関連項目[編集]

出典[編集]

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