第５回分子雲から星・惑星系へ平成24年度新潟大学理学部物理学科集中講義松原英雄（ＪＡＸＡ宇宙研）星間分子（「理科年表」） • 主成分はH2、次に多いのはCO。約130種。分子スペクトル線の励起 • 分子からのスペクトル線放射（輝度温度） TB  Tex (1  e )  Tbg e • 励起温度Tex は、H2, Heとの衝突励起・逆励起と自発放出確率（場合によって自己吸収や外部放射の吸収による励起）に依って決まる。 • 衝突励起と自発放出で決まる場合は（二準位） 1  h 0 / kTex  h 0 / kT e e  1  A21 / C12 臨界密度 • A21=C21となる衝突相手の数密度 nc  A21 /   21v  分子雲から原始星へ分子雲の比較的高密度な部分（分子雲コア）は、冷えていてガス圧が弱く、重力収縮しやすい。分子雲から原始星へ（２）収縮のため中心部の密度が上昇し、不透明になるとガスの冷却効率が低下し、温度が上がる。このためガス圧が上って力学平衡となり「原始星」が誕生する。星の誕生の現場の例：可視光でみた散光星雲IC1396 （ケフェウス座）可視光では中心の大きな星を取り囲む電離した水素ガスや、チリに散乱された大きな星からの光が星雲全体を光らせています。黒い「しみ」は吹き払われずに残ったチリの雲です。「あかり」でみたIC1396 （中間赤外線）「あかり」が捉えた新しい星の誕生の現場分子雲から星へ星の原料が集まりはじめると重力がつよくなり、さらに星間ガスがあつまってきます。３万年１０万年原始惑星系円盤集まるガスは、ある方向に回転していることが多く、そのために、集まったガスは円盤状になります。このような若者星は、エネルギーをもてあまして、外に向かってジェットを発生します。その結果、そのジェットはまわりのガスを吹き飛ばし、だんだんと星が見えてきます。円盤から惑星系が形成されていきます。 (SCScI) ガス円盤が影になって見える例もあります。オリオン大星雲を背景としてみえたうまれたばかりの星々。（STScI) 分子雲から星へ • Tタウリ型星：核融合の起こる前の重力エネルギーの解放で光っている段階 Tタウリ型星の想像図原始星 • Tタウリ型星の特徴 – 赤外線超過（ダストからの熱放射） – Hα等の輝線（高温領域の存在） Tタウリ型星 SEDによる原始星の分類 (1) SED: Spectral Energy Distribution Andre (1994) ‘Cold Universe’ SEDによる原始星の分類 (2) SED: Spectral Energy Distribution 惑星系の形成シナリオ（太陽質量の星の） (a) 分子雲コアの収縮 • 原始星と原始惑星系円盤の形成 – 原始円盤：大きな角運動量を持ったガス – 分子流（アウトフロー）が活発 (b) 降着円盤を通して原始星が成長 • 円盤の質量は、０．０１太陽質量まで減少 • 観測的診断方法 – 赤外線：円盤（表面）の温度、ダスト鉱物学 – サブミリ波：円盤質量 – ミリ波分子線（CO, HCO+. CN, HCN, ・・・） (c) 円盤中心面へダストが沈殿 • 中心星は、Tタウリ型星段階 • 微惑星の形成 – ダスト密度が上昇するとお互いに衝突しやすくなり、ダストの合体成長が進む（微惑星の形成） – ダストの吸収係数：   b b=0-1.5 （粒子サイズが大きくなるため (d) 微惑星の衝突・合体  原始惑星へ • 「寡占的成長」により原始惑星が誕生 – 0.1 地球質量＠地球のあたり（～106 yrs） – 2地球質量＠木星のあたり（～107 yrs) (e) 円盤ガスの降着  木星型惑星が形成 • 中心星はWTTS – 原始惑星は、地球程度の質量に（岩石主体） – 円盤ガスが降着し、ガス惑星が誕生。木星以遠では、氷も材料Ｚ第５回の問題問. 重力収縮のタイムスケールを、一様密度のガス球（ガス圧力無視）の場合に考える。 – １）運動方程式 d 2R GM dt 2  (5.7) R2 4 M   0 R03 3 を積分し、 1/ 2  8G 0  R0 dR  (5.8)   R0   1     3  R を示せ。 dt – ２）上式(5.8)を R / R0  cos2 b と置き、さらに積分を実行し（ただし、 – 結果が dR (t  0)  0 dt – となることを示せ。 1 2 ）、  8G0    3  b  sin 2b  t  1/ 2 (5.9)