形成と進化

ウィキペディア小見出し辞書

形成と進化

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/13 10:37 UTC 版)

「恒星」の記事における「形成と進化」の解説

詳細は「恒星進化論」を参照 恒星は、周囲より僅かに物質の密度が高い（それでも地球上の実験室で作ることができる真空よりはずっと希薄な）領域である分子雲から生まれる。分子雲の近くで超新星が爆発したり恒星が近くを通過したりするなどして分子雲に擾乱が起こると、その衝撃波や密度揺らぎによって分子雲の中に圧縮される部分が生じ、重力的に不安定になり収縮していく。大質量星が作られると、その周囲の分子雲が星からの紫外光で電離されて散光星雲（輝線星雲）を作ったり、強烈に照らし出されて反射星雲として観測されたりするようになる。このような星雲の例として、有名なオリオン大星雲やプレアデス星団の周囲の青い星雲などが知られている。 ガス塊の質量が十分大きい場合、熱放射でエネルギーを失うと自己重力によって収縮し温度はかえって上昇する。このような系を「有効比熱が負の系」という。重力ポテンシャルのエネルギーのうち半分は赤外線で放射され、残りは天体内部の温度上昇に寄与する。こうして熱放射はますます盛んになり、やがて輝くようになる。これが原始星である。 原始星の中心温度が数百万度から約1,000万Kに達すると、中心で水素の核融合反応が始まる。すなわち、4個の水素原子を1個のヘリウム原子に変え、エネルギーを発生させることができるようになる。するとこれが熱源となって圧力を発生し、重力による収縮が止まる。この段階の恒星を主系列星という。恒星は一生のうち約90%の時間を主系列星として過ごす。 質量が太陽の約8%よりも小さく、核融合反応を持続することができない星（褐色矮星と呼ばれる）は、自らの重力により、数千億年（宇宙が誕生してから現在までの時間よりも長い）というきわめて長い時間をかけて、位置エネルギーを熱エネルギーに変換しながらゆっくりと収縮していく。最後にはそのままゆっくりと暗くなっていき、黒色矮星へと移っていく。 褐色矮星よりも重いが質量が太陽の46%よりは小さい恒星（赤色矮星と呼ばれる）は、核反応が遅く数千億年から数兆年かけて燃料である水素を使い果たしたあと、ヘリウム型の白色矮星になるとされている。 大部分の恒星は、燃料となる中心部の水素をほぼ使い果たすと、外層が膨張し巨大な赤い恒星に変化していく。これは赤色巨星と呼ばれる（約50億年後、太陽が赤色巨星になった時には、金星を呑み込むほどに膨張すると言われる）。やがて核の温度と圧力は上昇し、ヘリウムが炭素に変わる核融合が始まる。恒星が十分な質量を持っている場合は、外層はさらに膨張して温度が下がる一方、中心核はどんどん核融合が進み、窒素、酸素、ネオン、マグネシウム、ケイ素、鉄というように、重い元素が形成されていく。 太陽程度の、平均的な質量を持った恒星では、中心核での核融合反応は窒素や酸素の段階で止まり、外層のガスを放出して惑星状星雲を形成する。中心核は外層部の重力を支えきれず収縮し、収縮するとエネルギーを生じ再び膨張する。こうして膨張収縮を繰り返す脈動変光星となる。高密度になったものの、もはや核融合を起こすことができなくなると縮退物質が残る。これは白色矮星と呼ばれる。白色矮星はゆっくりと熱を放出していき、きわめて長い時間をかけて黒色矮星になっていく。 太陽の8倍よりも質量が大きい恒星では、密度が比較的小さいために中心核が縮退することなく核融合反応が進んで次々と重い元素が作られて行く。最終的に鉄が生成されたところで、鉄原子は安定であるためそれ以降は核融合反応が進まなくなり、重力収縮しながら温度が上がっていく。中心温度が約100億度に達すると鉄の光分解という吸熱反応が起き、中心核の圧力が急激に下がって重力崩壊を起こす。その反動で恒星は超新星爆発と呼ばれる大爆発を起こす。これは宇宙で起こる現象の中で、人間的なタイムスケールで起こる数少ないものである。恒星の質量の大部分は爆発で吹き飛ばされ、かに星雲のような超新星残骸を作る。このとき恒星は急激に明るくなり、明るさでおよそ1億倍、等級で約20等も増光し、数週間の間、超新星ひとつが銀河全体と同じ明るさで輝くことも多い。 歴史上、超新星は、今まで星が何もなかったところに突如出現した「新しい星」として「発見」されてきた。超新星爆発が起こったあとの中心核の運命は恒星の元の質量により異なる。太陽の20倍程度以下の質量を持った恒星の場合、中心核は中性子星（パルサー、X線バースター）と呼ばれる天体となる。さらに重い恒星の場合には中心核が完全に重力崩壊を起こしてブラックホールとなる。 重元素を多く含む、吹き飛ばされた恒星の外層は、やがて再び分子雲を作り、新しい恒星や惑星を作る材料となる。このように、超新星から放出された物質や巨星からの恒星風は、恒星間の環境を形成するのに重要な役割を果たしている。

形成と進化

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/24 08:51 UTC 版)

「銀河」の記事における「形成と進化」の解説

詳細は「銀河の形成と進化」を参照 構造および進化に関する研究は、どのようにして生まれ、そして宇宙の歴史においてどのように変化していったのか、という疑問を明らかにしようとする研究である。この分野におけるさまざまな理論は広く受け入れられているが、とくに天体物理学のなかで活発な研究が行われている分野でもある。

形成と進化

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/08/08 03:12 UTC 版)

「リュウグウ (小惑星)」の記事における「形成と進化」の解説

はやぶさ2による観測結果から、破壊された母天体の破片が再集積して形成されたラブルパイル天体である可能性がきわめて高いとされている。母天体は45.6億年前に形成されたポラナまたはオイラリアとされ、14億年前にポラナ、または8億年前にオイラリアが他の天体と衝突して破壊され、その衝突破片が再集積することにより現在のリュウグウが形成されたと考えられている。 「コマ型」や「そろばんの玉型」と形容される形状は、かつて高速自転していた頃に遠心力によって形成されたものと考えられている。現在の自転周期は7.6時間とゆっくりだが、自転周期を3.5時間とした場合に現在のような形状となることが明らかになった。母天体の破片が再集積した際に既に高速自転していたか、再集積後にYORP効果によって自転速度が上がったか、2つの可能性が考えられている。

形成と進化

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/11/01 23:54 UTC 版)

「ヒペリオン (衛星)」の記事における「形成と進化」の解説

ヒペリオンの形成と進化過程を考える上で重要なのが、内側を公転するタイタンとの 3:4 の平均運動共鳴である。理論モデルによると、ヒペリオンが現在の軌道とは別の位置で形成され、その後軌道が潮汐力によって進化してタイタンとの軌道共鳴に捕獲されるという過程は起こりづらいと考えられている。これは、軌道共鳴に捕獲されるためには軌道がカオス的になり不安定化される領域を通過する必要があるが、ヒペリオンの軌道の潮汐進化の時間スケールは長く、共鳴に捕獲される前にヒペリオンの軌道が不安定化されてしまうからである。代わりに、ヒペリオンは現在のタイタンとの軌道共鳴の位置で形成されたというモデルが提案されている。このモデルでは、タイタンの軌道の周囲に多数存在した物質のうち、軌道共鳴に入った安定な領域に存在するものが集積してヒペリオンが形成されたと考えている。不安定な領域に存在した物質はタイタンの影響によって軌道が不安定化され、タイタンに衝突するか弾き飛ばされるかで失われた。

形成と進化

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/07/02 01:01 UTC 版)

「太陽系外惑星」の記事における「形成と進化」の解説

「太陽系の形成と進化」および「星雲説」も参照 惑星は主星が形成される数千万年の間に形成される。太陽系の惑星は現在の状態しか観測することができないが、年齢の異なる様々な惑星系の観測は、異なる進化の段階にある惑星の観測を可能にさせている。現在、観測可能な惑星系は、原始惑星系円盤が形成途中の段階のものから、形成から100億年以上が経過したものまで様々である。原始惑星系円盤内で形成されている岩石惑星は、時間の経過とともに冷たく収縮した水素エンベロープを持ち、惑星の質量に応じて水素の一部、もしくは全体は宇宙空間へ放出されていく。これは、岩石惑星であっても早く形成されれば大きさが大きくなることを意味する。例えばケプラー51bは、地球の約2倍の質量を持たないが、地球の約100倍の質量を持つ土星とほぼ同じ大きさを持っており、形成から数億年しか経過していない若い惑星とされている。

形成と進化

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/08/20 02:55 UTC 版)

「ハウメア族」の記事における「形成と進化」の解説

衝突前の祖先天体は、直径1660km、密度~2.0g/cm3で、冥王星やエリスと近い。衝突の際、ハウメアはほぼ氷でできた約20%の質量を失い、密度がより大きくなった。 ハウメア族の現在の軌道は、形成時の衝突のみに起因するものではない。軌道要素の広がりを説明するためには、初速度の分布は~400m/sである必要があるが、このような速度の広がりは、破片をより遠くに分散させてしまう。この問題は、ハウメア自身のみに当てはまり、他の全ての天体の軌道要素は、初速度の分布として~140 m/sだけが必要である。この必要な速度分布のミスマッチを説明するために、Brown et al.は、ハウメアは当初、ハウメア族の他の天体とより近い軌道要素（特に軌道離心率）を持っていて、衝突の後にそれが変わったという説を提唱した。この説では、ハウメア族の他の天体とは異なり、ハウメアは、海王星との7:12共鳴に近い無秩序な軌道を取り、ハウメアの軌道離心率を現在の値にまで上昇させたとする。 2つ目の説は、この族の起源がもっと複雑なものであるとする。即ち、衝突で大きなハウメアの衛星に融合したのではなく、物質が噴出し、それが潮汐加速のために徐々にハウメアとの距離を広げ、2度目の衝突で破片が外側に散らばったとする。この2つ目のシナリオでは、初速度の分布は~190 m/sとなり、測定される~140 m/sという速度分布とかなり近くなる。この説では、観測される~140 m/sという分布がハウメアからの脱出速度~900 m/sよりもかなり小さいという問題も避けることができる。 ハウメアは恐らく、カイパーベルトで唯一の、細長く、高速自転する大きな天体であるという訳ではない。2002年、Jewitt and Sheppardは、ヴァルナが高速自転のために細長くなっていると主張した。太陽系の歴史の初期には、太陽系外縁領域には現在よりも多くの天体が存在し、天体の衝突可能性も高まっていた。海王星との重力相互作用は、カイパーベルトの多くの天体を、より遠い散乱円盤天体とした。 衝突族の存在は、ハウメアとその「子孫」は、散乱円盤に起源を持つことを示唆する。今日のまばらなカイパーベルトでは、太陽系の年齢の間にこのような衝突が起こる機会は、0.1%以下である。このような強く結びついたグループは、海王星のマイグレーションで擾乱されるため、より密度の高い原初のカイパーベルトで衝突族が形成された可能性はない。そのため、このような衝突がはるかに起こりやすい散乱円盤領域が、ハウメア族の天体の起源の場所である可能性が高い。シミュレーションによると、太陽系にそのような族が1つある確率は約50%であり、ハウメア族は唯一の族である可能性がある。 衝突族が現在ほど分散するためには、少なくとも10億年が必要であるため、ハウメア族を形成した衝突は、太陽系の歴史のごく初期に発生したと信じられている。これは、Rabinowitz et al.が発見した、この族の天体の表面が著しく明るいという事実と矛盾する。天体の色は、これらが最近（1億年以内）に、新鮮な氷によって再び覆われたことを示している。10億年というタイムスケールでは、太陽からのエネルギーは天体の表面をより赤く、より暗くし、現在の若々しい色に対する説明はまだできていない。 しかし、ハウメアの可視光及び近赤外線スペクトルのより詳細な観測で、表面は、8%以下の有機物を含む不定形と結晶性の割合が1:1の氷で均質に覆われていることが示された。この不定形の氷の割合の高い値は、衝突が1億年以上前に起こったことを示す。この結果は、天体が若い表面を持つという推測を否定する。

形成と進化

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/09/13 15:04 UTC 版)

「主系列星」の記事における「形成と進化」の解説

詳細は「星形成」、「原始星」、「前主系列星」、および「恒星進化論」を参照 局所的な星間物質中の巨大分子雲の崩壊によって原始星が形成される際、初期の組成は全体で一様であり、含まれている物質は質量比でおよそ 70% が水素、28% がヘリウム、その他の元素は残りの微量を占めている。恒星の初期質量は、分子雲中の局所的な条件に依存する。新しく形成される恒星の質量分布は、初期質量関数によって経験的に記述される。初期の分子雲の崩壊の最中、この前主系列星は重力収縮によってエネルギーを解放する。星の中心部が適切な密度に達すると、水素をヘリウムに変換する核融合反応によって核でのエネルギー生成が始まる。 水素核融合が主要なエネルギー生成過程となり、重力収縮によって解放されるエネルギーの超過がなくなると、星はHR図上で主系列と呼ばれる曲線の上に来る。天文学者はこの段階の事をしばしば「零年齢主系列」や「零歳主系列」 (英: zero age main sequence, ZAMS) と呼び、ZAMS 上にある恒星は「零年齢主系列星」や「零歳主系列星」と呼ばれる。ZAMS は、恒星の核での水素核融合反応と放射によるエネルギーの収支が初めて釣り合った段階に相当する。HR図上での ZAMS の曲線は、水素核融合が始まった段階での恒星の特性の数値モデルを用いて計算することができる。この時点から、恒星の明るさと表面温度は典型的には年齢が増加するに連れて上昇する。 恒星は水素核融合により核にある水素の大部分を使い果たすまでは、HR図上で主系列の初期位置付近に留まり、その後より明るい恒星へと進化する。HR図上では、進化する恒星は主系列の右上方向に移動する。従って、主系列は恒星の寿命のうち主要な水素燃焼の段階を表していることになる。

形成と進化

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/10 22:29 UTC 版)

「地球の地殻」の記事における「形成と進化」の解説

詳細は「地球史年表」を参照 地球は約46億年前、新たに形成された太陽を周回する塵とガスの円盤から形成された。微惑星や他の小さな岩石群が衝突して凝集し、徐々に惑星へと成長していく降着を介して地球が形成された。このプロセスは膨大な量の熱を発生させ、最初期の地球は内部まで融解し、地表はマグマオーシャンで覆われていた。惑星降着が減速するにつれて地球は冷却し始め、一次地殻または原始地殻と呼ばれる最初の地殻を形成した。この地殻は大きな衝撃によって繰り返し破壊され、その衝撃が起こるたびにマグマオーシャンから再形成された可能性がある。今日まで現存している地球の原始地殻はなく、過去数十億年の間に全てが浸食や衝撃やプレートテクトニクスによって破壊された。 それ以降、地球は二次地殻と三次地殻（それぞれ海洋地殻と大陸地殻に対応するもの）を形成するようになった。二次地殻は広がる中央海嶺で形成され、ここで下にあるマントルの部分的融解が玄武岩のマグマと新たな海洋地殻を形成する。この「海嶺の押し」がプレートテクトニクスの原動力の一つであり、常に新たな海洋地殻を生み出している。すると古い地殻はどこかで破壊される必要があり、広がる中央海嶺の対面側には一般的に沈み込み帯という海洋プレートがマントルに沈みこんでいく海溝がある。新たな海洋地殻が生み出されて古い海洋地殻が破壊されるこの絶え間ないプロセスがあるので、今日の地球で最古の海洋地殻は約2億年前のものとなっている。 対照的に、大部分の大陸地殻は遥かに年代が古い。地球上で最古の大陸地殻岩石は年代が約37億年から42億8000万年の範囲となっており、西オーストラリア州では Narryer片麻岩地勢が、カナダ楯状地の北西準州ではアカスタ片麻岩が見つかっているほか、フェノスカンジア楯状地などでも別のクラトン地域が見られる。上述の西オーストラリア州では約43億7400年前という長大な歳月のジルコン粒子が発見された。大陸地殻は、沈み込んだ二次（海洋）地殻の再生を経て、沈み込み帯で形成された三次地殻である。 現在の地球の大陸地殻の平均年齢は約20億年と推定されている。25億年前に形成された大部分の地殻岩はクラトンに存在する。こうした古い大陸地殻と下にあるマントルのアセノスフェアは地球内の他の場所よりも密度が低いため、沈み込みによって容易に破壊されることはない。新たな大陸地殻の形成は激しい造山運動時期と関連があり、ロディニア、パンゲア、ゴンドワナといった超大陸の形成とその時期が一致している。地殻は花崗岩や変形した褶曲帯を含む島弧の凝集によって部分的に形成され、下にあるマントルの減少によって部分的に維持されており、浮力のあるリソスフェアマントルを形成している。