第１１回星・惑星系の誕生の現場

東京大学教養学部前期課程２０１３年冬学期　宇宙科学 II

松原英雄（ＪＡＸＡ宇宙研）

ガスが集まり星が生れる

放出されたガスは、再び次世代の星たちの原料とな

る。

ほ　し　　　　　りん　 ね

星の輪廻

超新星爆発

輝く恒星

( STScI, JAXA 宇宙科学研究本部 )

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強くなり、

さらに星間ガスが集積する

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る。

３万年

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する

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くる。

その間、円盤から惑星系が形成される。

(SCScI)

ガス円盤が影になって見える例

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

• 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）

原始星

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=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

• 中心星は活動がおとなしくなった T タウリ型

• 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１１回の問題

問 11. 太陽質量の２０倍の大質量星を考える。この星の光度は、太陽の 105倍である。

(1) 光度 Lの星から、距離 rにおける放射圧は　　　　　　　　で与えられる。 r =10AU での放射圧を求めよ (単位： N/m2) 。

(2) 上で求めた放射圧によって直径 1mm の球形の塵（密度 4g/

cm3) が得る加速度　　　を求めよ（単位 m/s2) 。ここで塵は光を吸収せず全て反射するものとする。また、これより塵が小さくなると加速度はどうなるか？

(3) 質量Mの星から距離 rでの重力加速度は　　　　　　　で与えられる。 (2) で計算した加速度　　　と、　　を比較せよ。

cr

Lpph 24

2r

GMgM

pha

pha Mg

1 AU(天文単位）＝ 1.496×1011 m太陽光度＝ 3.83×1026 W 　　光速 c = 2.9979×108 m/s太陽質量＝ 1.99×1030 kg 重力定数 G=6.6743×10-11 N m2 kg-2