星はどう生まれるか

冷たく暗い雲から、回転するコア、ジェットを伴う円盤、惑星の誕生、そして核融合の点火まで

ステップごとに

冷たく暗い雲

測定値と描画の区別：温度はガスの電波と塵の輝きから求めたものです。ここでの雲は描画です。そのむらはノイズから作ったもので実在の雲の地図ではなく、背後の星々はアプリ自身の星空です。

何かが雲を押しつぶす

つまり、ガスを押しつぶすものは何でも星を生み出します。超新星の衝撃波、高温の若い星の恒星風、雲どうしの衝突、渦巻腕を通過するときのゆっくりとしたガスの混み合いは、どれも雲の一部をこの境界の向こうへ押しやります。最も古い隕石に含まれる短寿命の放射性原子は、近くの超新星が太陽自身の誕生のきっかけになった可能性を示しています。

測定値と描画の区別：ジーンズ質量は、測定された温度と密度から公式を使って計算したものです。衝撃波は淡い膜として描画しています。本物は目には見えません。磁場や乱流も雲を支えるため、実際のコアはジーンズ質量以上の質量を必要とすることがよくあります。

コアが落ち込む

ガスが薄いうちは、落下で生じた熱は赤外線として逃げ、コアは冷たいままです。中心が熱を閉じ込めるほど濃くなると、熱がたまって圧力が上がり、高温のコアができます。これが原始星の種です。ここでは10万年かかる落下を数秒で描いています。

原始星とその円盤

回転するガスは、生まれたばかりの原始星を取り巻く円盤へと平たくなります。原始星はまだ塵の繭に埋もれているため、赤外線と電波でしか見えず、円盤からガスを取り込んで成長します。

天文学者が「クラス0」と呼ぶこの段階の原始星は、生まれて10万年もたっておらず、最終的な質量の一部しか集めていません。降り注ぐガスの衝突エネルギーで輝いていますが、その光は塵の繭に吸収され、繭は赤外線で光ります。ウェッブの赤外線カメラやALMAのような電波望遠鏡なら、その内側まで見通せます。

測定値と描画の区別：原始星とその円盤や繭は赤外線や電波の画像に写っており、大きさはそこから測定されています。ここでは原始星の輝きを星本体よりずっと大きく描き、塵は中が見えるように実際より薄く描いています。

ジェット：ハービッグ・ハロー天体

ジェットが周囲の遅いガスに突っ込む所では、衝撃波がガスを加熱して光らせます。ジョージ・ハービッグとギジェルモ・ハローは1950年ごろ、何が原因かまだわからないままこうした光の斑点を研究しました。今では数百個が知られています。2023年のウェッブによるHH 211の赤外線画像には、衝撃を受けたジェットに沿って光る水素分子が写っています。

測定値と描画の区別：速度はドップラー偏移と、何年も間をおいて撮った画像の間で動く結び目から求めたものです。ここでのジェットは、何光年にも伸びる実物より短く描いており、結び目も実際よりはるかに速く外へ動いています。

核融合なしで輝く

おうし座T型星の名は、最初に見つかった、おうし座にある明るさの変わる星にちなみます。円盤からガスの塊が落ちてくるたびに不規則に変光し、太陽より低温でも数倍大きいため、太陽より明るいことがよくあります。その恒星風と光が、周りのガスを少しずつ吹き払っていきます。

核融合の点火

星は一生の大部分を主系列で過ごし、安定して水素を融合し続けます。太陽ならその期間は約100億年です。描いている部分：星はこの縮尺で本来見える大きさよりずっと大きく描いており、何百万年もかかる明るくなる過程を数秒に早め、滑らかにしか変化させていません。

見える星のゆりかご

オリオン大星雲は、私たちに最も近い大きな星のゆりかごです。中心にあるトラペジウムの高温の若い星々に照らされ、吹き広げられた光る雲です。オリオン座の三つ星の下、狩人の剣の部分に、ぼんやりとした星として肉眼で見えます。ハッブルは、その若い星の多くが惑星の材料となる自分の円盤に包まれていることを発見しました。

測定値と描画の区別：こうした星雲のピンクの輝きは紫外線に照らされた水素、青緑色は酸素によるもので、どちらもスペクトルで測定されています。ここでのゆりかごは描画で、実在の星雲の地図ではありません。創造の柱のように、濃く暗い柱がそれを照らす高温の星の方を向いています。