1. 天文学概論（第４回）
星惑星形成１
∼恒星の起源と進化∼
東京工業大学 佐々木貴教

2. 星惑星形成１
∼恒星の起源と進化∼
・星形成と進化の全体像
・小質量星の形成（分子雲から主系列星へ）
・様々な質量の星の最期
次回：星惑星形成２ ∼太陽系形成論∼
・原始惑星系円盤（原始太陽系円盤）
・古典的太陽系形成論モデル
・地球の形成・初期進化

3. 星形成と進化の全体像

4. 星（恒星）とは？
・ガス（H, He）の巨大な塊
・内部で核融合反応
・自ら光り輝いている
・拡張：放射と熱膨張
・収縮：自らの質量による重力
→ このバランスが保たれている
・等級：見かけの明るさ
・絶対等級：星本来の明るさ
・星の色：表面温度

5. 星の明るさ
・等級：見かけの明るさ
ベガ（こと座アルファ星）を0等と定義
m = -2.5 log (☆/Vega)
→ 100倍明るいと -5 等級
同じ星でも距離によって等級が異なる
・絶対等級：星本来の明るさ
10pc (3.3光年) の距離に星を置いた時の等級
・光度：星の絶対的な明るさ
1秒あたりのエネルギー放射量

6. HR図（星の色と明るさ）
青い星：高温
赤い星：低温
主系列星
横軸：温度
(星の色)
縦軸：光度
(星の明るさ)

7. 星形成の流れ
星の材料：宇宙に漂うガス（星間分子雲）
（１）星間分子雲の収縮とコアの形成
（２）原始星の形成と成長
（３）主系列星への進化
星形成の
３段階
・星は1個だけで生まれることは少ない
・数10個∼数100個の星が同時に生まれること
が多い（星雲・星団）
・軽い星ほど多く生まれる

8. 分子雲から主系列星への進化

9. 星形成領域

10. 星の周りの円盤

11. 様々な質量の星の一生

12. 小質量星・大質量星・連星系
・小質量星：太陽質量の0.08倍∼2倍程度の星
太陽程度の小質量星が全体の9割近くを占める
進化のタイムスケールが長い（数億年以上）
観測的・理論的理解が進んでいる
・大質量星：太陽質量の8倍程度以上の星
絶対数が非常に少ない
進化のタイムスケールが短い（数千万年以下）
観測的・理論的理解がまだ進んでいない
・連星系：2つの星が重心の周りを運動している
連星系の形成は重要な研究課題

13. 小質量星の形成
（分子雲から主系列星へ）

14. 分子雲から主系列星への進化

15. 星間分子雲
宇宙空間に存在する分子ガスの集まり

16. 星間分子雲の収縮とコア形成
星間分子雲中の密度が濃い部分が自己重力で収縮
→ 分子雲コアの形成
星形成のスタート！
典型的な分子雲コア
水素分子密度：104 cm-3
温度：10 K
サイズ：0.05光年
質量：太陽質量の10倍
収縮の時間：105-106年

18. 分子雲コアの観測
分子雲の観測：
主成分は水素だが電波を放出しないので観測不可
→ 次に存在量の多い一酸化炭素（CO）を観測
分子雲コアの観測：
高密度過ぎるため12C16Oの放射が飽和してしまう
→ 13CO, C18O, CS, NH3, HCO+, N2H+ を観測
原始星コア（星の種）の観測：
周囲の星間微粒子を暖めて赤外線を放射する
→ 遠赤外線・赤外線・近赤外線で観測

19. おうし座にある分子雲コア

20. 原始星の形成と成長
・分子雲コア中心部の密度が1011cm-3を超える
→ 原始星の誕生
・原始星の周囲に原始星円盤が形成
・円盤から原始星にガスが降り積もる
→ 原始星の質量増加
・原始星円盤から垂直方向に
双極分子流が吹き出す
・約106年でガス降着終了
原始星の質量が決まる

21. 双極分子流・光ジェット

22. T タウリ型星：前主系列収縮期
・質量降着を終えた星はゆっくりと収縮する
→ この段階の星を T タウリ型星と呼ぶ
・T タウリ型星の特徴
星の周囲に星間ガスの名残をとどめている
若い星であることを示す状況証拠がある
表面温度は 3000∼7000 K
表面の磁場を伴う活動が示唆される
・中質量星で対応する星も存在
→ ハービッグ Ae/Be 型星と呼ぶ

23. 主系列星への進化
原始星は約107年かけて収縮、内部温度が上がる
→ 水素燃焼が起こる温度（1.5 107 K）に到達
→ 一人前の恒星（主系列星）になる
T Tauri Star

24. 原始惑星系円盤
分子雲コアの収縮
!
重力と遠心力のつりあい
原子惑星系円盤が形成
!
原始星
分子雲コア
T タウリ型星
原始惑星系円盤

25. 原始惑星系円盤の観測
実際に様々な形の円盤が観測されている
→ 原始惑星系円盤は確かに存在する！

26. 様々な質量の星の最期

27. 様々な質量の星の一生
3
3

28. -2
0
2.3
-1
観測から導いた
星の質量分布
-2
.1
-1
.2 .3 .4
.6 .8 1
0
2
4
5
.3
-1
Γ=
太陽は宇宙の中で
典型的な質量を持つ星
1
Γ =-
・0.08 Msolar 以下は
褐色矮星と呼ばれる
5
.3
-1
・最大で 100 Msolar
程度まで存在
2
Γ=
・0.1∼1.0 Msolar が
圧倒的に多い
ξ(log M) stars log -1M pc -2
単位質量・単位体積あたりの星の個数（対数）
初期質量関数（IMF）
6 8 10
1
Log M (M O)
星の質量（対数）
20
40 60 80
2
(Msolar)
Figure 1: Field star IMF in the solar neighborhood. Plotted are star numbers pe

29. 様々な質量の星の寿命
星の質量［太陽質量］
星の寿命［年］
100
50
10
5
2
1
0.7
0.5
6
2.7×10
6
5.9×10
7
2.6×10
8
1.0×10
1.3×109
1.0×1010
4.9×1010
1.7×1011
質量の大きな星ほど寿命が短い

30. 赤色巨星

31. 赤色巨星
・水素を使い果たした中心核はヘリウム核となる
→ 周囲の水素の層で核融合が進行
・外層は自己の重力を振り切り大きく膨張
中心から離れるため温度が下がり赤色になる
・太陽の約40倍以上の星の場合
水素の外層が吹き飛び内部の高温部分が残る
→ 青色巨星と呼ぶ
例：アンタレス（さそり座α星）, ベテルギウス（オリオン座α星）

32. 惑星状星雲

33. 惑星状星雲
・超新星に至らずに一生を終えた星の残骸
・重力を振り切ったガスが散乱で輝いているもの
電離による輝線スペクトルが環状に見える
・周囲のガスは星間ガスとして宇宙空間へ
→ 新しい星の材料となる
・惑星状星雲の中心部分には白色矮星が残る
例：こと座の環状星雲（M57）, ふたご座のエスキモー星雲

34. 白色矮星

35. 白色矮星
・太陽質量8倍以下の星の最期の姿
・サイズは地球程度・質量は太陽程度
→ 非常に高密度な天体である
・電子の縮退圧で重力による収縮を支えている
→ 支えきれない場合は中性子星になる
・数十億年から数百億年かけて冷却していく
例：シリウス（おおいぬ座α星）の伴星, ヴァン・マーネン星

36. 超新星

37. 超新星
・ 太陽質量8倍以上の星の最期に起きる爆発現象
・炭素核融合反応でネオン・マグネシウムが生成
→ 陽子が電子を捕獲する反応が発生
→ 電子の縮退圧が弱まり一気に重力崩壊
太陽質量の10倍以上だと核融合で鉄まで生成
→ 鉄の光分解により一気に重力崩壊
・いずれも爆縮的崩壊の反動で大爆発を起こす
例：SN1054（銀河系内）, SN1987A（大マゼラン星雲内）

38. 中性子星

39. 中性子星
・太陽質量8倍∼30倍程度の星の最期の姿
・サイズは10km程度・質量は太陽程度
→ とてつもなく高密度な天体である
・パルス状の電磁波を放出しているものもある
→ パルサーと呼ぶ
・中性子星自体は可視光線を発していない
→ パルサーとしてその実在が確認された
例：PSR B1919+21, SGR 1806-20（いずれもパルサーの名前）

40. ブラックホール

41. ブラックホール
・太陽質量30倍程度以上の星の最期の姿
・収縮の段階で自己重力を支えきれない
→ 重力崩壊が続き極限までつぶれたもの
・落下する物体は赤方偏移を受ける
→ 可視光→赤外線→電波→不可視と変化
→ ブラックホールの中心は見えない
・ある半径で脱出速度が光速を越える
→ この半径の球面を事象の地平線と呼ぶ

42. 繰り返される星の生と死