星形成
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/01/19 21:34 UTC 版)
星形成（ほしけいせい、英: star formation）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。
- ^ C. Hayashi (1961年). “Stellar evolution in early phases of gravitational contraction”. Publications of the Astronomical Society of Japan 13: 450-452.
- ^ L. G. Henyey, R. Lelevier, R. D. Levée (1955年). “The Early Phases of Stellar Evolution”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 67 (396): 154.
- ^ プランク衛星の2013年公開の観測結果による。
- ^ [1]
- ^ 研究当初は原始星は太陽質量の100倍以上になるとの結果が得られたが、後に詳細なシミュレーションで、中心星からの輻射により周囲の星間物質を跳ね飛ばしてしまうためそれほどには大きくならないことがわかったという。
- ^ “131億光年かなたの銀河に「星の元祖」が存在か 宇宙史完成は間近”. アストロアーツ (2010年9月24日). 2014年6月24日閲覧。
- ^ “豪州研究者らによる「第一世代の星」発見について”. ロシアの声 (2014年2月20日). 2014年6月24日閲覧。
- ^ 宇宙の再電離とは、冷えて安定な中性元素となった水素が、星からの高エネルギーを受けて再び電離水素となったことを指し、これが宇宙に最初に星が現れた時期と考えられている。中性水素にライマンα線より短い波長の光があたると、その光をすべて吸収して連続した吸収領域をもったスペクトルとして観測される。電離水素に高エネルギーの光があたっても吸収されない。遠い天体からのスペクトルの観測では、天体から地球までの宇宙空間にわずかに残る中性水素によって吸収され、所々に鋭い吸収線が密集するライマンαの森と呼ばれるスペクトルが観測される。このような機構はガン・ピーターソン効果と呼ばれている。
- 1 星形成とは
- 2 星形成の概要
- 3 小質量と大質量の星形成
- 4 外部リンク
星形成
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/02/11 08:45 UTC 版)
オロチの星形成は、明るさから推定すると1年間に1万1000太陽質量という極めて激しいスターバーストである。しかし、オロチが極めて明るいのは、実際には後述するように重力レンズ効果による増光が原因である可能性が最も高いと考えられており、オロチで行われている星形成は1年間に870太陽質量と、実際には超モンスター銀河ではなく、普通のモンスター銀河であると考えられている。オロチのスターバーストの継続時間は短く、3000万年程度であると推定されている。
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星形成
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/04/09 11:13 UTC 版)
詳細は「星形成」を参照 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、分子雲は空の雲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。
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星形成
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/05 03:25 UTC 版)
「スペクトルエネルギー分布」の記事における「星形成」の解説
赤外線からミリ波にかけてのSEDは、星形成過程について知るための情報を得る手段の一つである。原始星からおうし座T型星（Tタウリ型星）にかけての前主系列星のSEDは、中心星の黒体放射に対して、星周円盤の塵の黒体放射がどれだけ重要性を持つかによって、複数の階級に分類される。 クラス0 低温の塵による黒体放射のSEDだけがみえ、赤外線で検出されず、サブミリ波から電波でのみ検出される原始星（候補）。中心星はほぼ完全にガスと塵によって掩蔽され、その黒体放射の寄与はほとんどない。 クラスI 外層の星周塵から放射される波長の長い赤外線が、中心星の黒体放射よりも卓越しており、近赤外線より中間赤外線の方が放射が強い。中心星がみえている原始星に対応すると考えられる。 クラスII 中心星の黒体放射と星周円盤の黒体放射が、同じような重要性を持つSEDがみえる。赤外線における星周円盤に由来するSEDは、波長に対し平坦か右肩下がりで、円盤は中心星からの距離に応じた温度勾配を持つとみられる。古典的なTタウリ型星は、クラスIIにあたる。赤外線のSEDが平坦なものは、フラットスペクトル天体とも呼ばれ、星と円盤が薄いガスに包まれている、クラスIとクラスIIの中間的な段階の天体とみられている。 クラスIII 可視光から赤外線まで、ほぼ中心星の黒体放射で近似できるSEDで、中心星に近い高温領域に目立った星周構造はない。星周円盤は消えかけているか、あっても質量が小さい。弱輝線Tタウリ型星に対応すると考えられる。 これらの階級は、SEDの特徴によって分類したものであり、星形成過程の順序を表したものではないが、大まかにはクラス0からクラスIIIへ数字が上がるように進化し、主系列星になってゆくものと考えられている。 「若い星状天体」も参照
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星形成
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/10/17 13:29 UTC 版)
近隣の他の多くの渦巻銀河と比べて、NGC 5713は比較的星形成活性が強く見える。NGC 5713中の活発な星形成は、NGC 5719との重力相互作用と関連がある可能性がある。相互作用は、NGC 5713内のガス雲の軌道を乱し、そのため雲同士が衝突するようになる。衝突により雲は崩壊し、新しい恒星を形成し、NGC 5713内の星形成の増加に繋がる。
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星形成
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/16 08:35 UTC 版)
典型的な矮小銀河と同様に、しし座Iの金属量は非常に低く、太陽のわずか1%である。Gallart et al. (1999)らによると、ハッブル宇宙望遠鏡の観測から、60億年から20億年前の間に大規模な星形成があったと推定された。100億歳以上の恒星が存在するという強い証拠はない。約10億年前、しし座Iでの星形成はほぼ無視できる程度にまで急減し、非常に低い活動状態が2億年から5億年続いた。そのため、この銀河は恐らく銀河系の矮小楕円体銀河の中で最も若い。さらに、この銀河は、銀河全体とほぼ同じ質量のイオン化ガスの中に埋め込まれていると考えられている。
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