| ５１： 星間物質 ５２： 宇宙塵 ５３： 宇宙線 ５４： ニュートリノ ５５： 電波望遠鏡 ５６： 分子雲 ５７： 原始星 ５８： スペクトル型 ５９： 主系列星 ６０： 褐色矮星 ６１： 赤色巨星 ６２： 白色矮星 |
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恒星と恒星の間に存在するごく希薄な物質のこと。 星をつくる材料となるガスと固体のちり粒子（宇宙塵）からなる。 ガスの化学組成（重量比）は水素７３％、ヘリウム２５％と、 二つが圧倒的に多い。その他の元素としては酸素、 炭素、窒素、ネオン、マグネシウム、ケイ素、硫黄、鉄などが存在する。 水素とへリウム以外の元素を、「重い元素」とか「重元素」とよんでいる。 星問物質の典型的な密度は、１立方センチあたり水素原子１個程度と、 かぎりなく真空に近い。地球上の実験室でつくられる真空は、 これよりも密度が高い。しかし銀河系全体の星間物質の質量は、 恒星の総質量の約１０％を占めるほどである。 銀河系内の星間物質の温度と密度は、きわめて広い範囲にわたっている。 星が生まれる直前の「分子雲コア」（高密度なガス塊）は、 温度１０〜３０Ｋで、密度は１立方センチあたり水素原子が１万個以上ある。 一方、１立方メートルあたり１原子と低密度で、１億Ｋという高温の領域もある。
星間空間に散らばる固体の微粒子（ちり粒子）のこと。 ガスとともに星間物質を構成する。 大きさは平均して１万分の１ミリ。 一辺が１００メートルの立方体の中に１個程度の割合で存在する。 ちり粒子は、光よりも波長の長い赤外線を放射したり吸収したりしている。 赤外線の観測から、主成分が一酸化ケイ素や二酸化ケイ素からなるケイ素系と、 炭素・酸素結合を合む炭素系、および氷の３種があることがわかっている。 ケイ素系や炭素系のちり粒子は、恒星の晩年期の姿である赤色巨星や、 超新星爆発などでつくられ、宇宙にほうりだされる。 これらは星間空間をただよい、やかてガスとともに集まって分子雲を形成する。 また分子雲の中では、ちり粒子にさまざまな分子が付着して、 炭素系ちり粒子や氷が成長していく。 分子雲の中で成長したちり粒子は、星の誕生とともに一部は 惑星の材料となっていく。木星や土星の衛星の地殻をつくる氷も、 元はといえば分子雲中でつくられたものである。
宇宙空間を光に近い速度で飛びまわっている高エネルギーの微小粒子のこと。 地球で観測される宇宙線の強度は、宇宙のどの方向でも一様である。 主成分は各種の裸の原子核で、約９０％が陽子（水素の原子核）、 ５％がアルファ粒子（へリウムの原子核）、 残りをリチウムから鉄に至る原子核が占める。 地球大気に入射してくる宇宙線は、 １平方センチあたり毎秒１個程度である。 宇宙線が地球の大気を通ると、大気中の原子核と衝突して パイ中間子、電子、二ュートリノなどの素粒子が発生する「空気シャワー」を 引きおこす。これを「２次宇宙線」といい、 宇宙空間の宇宙線を「１次宇宙線」といって区別している。 １次字宙線は、重い星が最後におこす超新星爆発の産物と考えられている。 爆発の際に発生する衝撃波や磁場のエネルギーが宇宙線の加速に 使われるようだが、加速のメカニズムはよくわかっていない。 また１次宇宙線は、星間ガスと衝突してガンマ線を発生している。
軽い素粒子の一種で、電荷をもたない。 電子ニュートリノ、ミューニュートリノ、タウニュートリノの３種がある。 ニュートリノはほかの粒子と反応する力が非常に弱く、 検出するのが非常にむずかしい。 恒星は核融合反応によって輝く。この反応にともなって、 大量のニュートリノ（電子ニュートリノ）が放出される。 太陽からやってくるニュートリノの量をはかると、 内部の核反応のようすがわかる。 しかし検出されるニュートリノの数は、 理論から予想される数の３分の１である。 この矛盾は長い間問題になっていた。 ごく最近、これは質量をもたないと考えられていたニュートリノが 質量をもっているためだとする観測結果を、日本の研究グループ（ スーパーカミオカンデ ）が発表した。 重い星が進化の最後におこすＩ型超新星爆発では、 膨大な工ネルギーが解放される。 そのほとんどは、ニュートリノとして放出される。 １９８７年２月、大マセラン雲でおきた超新星爆発のときに発生した ニュートリノが、日本で検出された。
天体から発せられる電波を観測する装置。 パラボラアンテナで天体を追尾し、焦点に集まる電波を 受信・増幅・検波する。単一パラボラで最大のものは、 ドイツにある口径１００メートル鏡。 １９８２年に関設した日木の国立天文台野辺山宇宙電波観測所の 口径４５メートル鏡は、ミリ波領域では世界一の性能をもつ。 電波放射は大きく分けると、熱運動によるものと、 非熱的な原困によるもの（シンクロトロン放射など）がある。 熱的電波は低温の物質から放射される。 たとえば，低温の分子雲や星間空間に存在する希薄なガスから放射される。 電波望遠鏡では、これらのガスの分布や運動がみえる。 また、長波長の電波は星間吸収をほとんど受けないので、 銀河系全体も見通すことができる。その結果、銀河系の構造が明らかにされ、 また星生成領域でぱ星が誕生するガス円盤などが発見された。 超新星爆発で生じる非熱的電波は、 「超新星残がい」から非常に長い間観測することができる。
星間ガスが高密度に集まったもので、水素分子を主成分とする。 温度は数Ｋ〜１００Ｋ程度、密度は１立方センチあたり水素分子が ０.１〜１００個程度。大きさは数光年から数百光年程度である。 分子雲の密度は星間空間の平均密度の１００倍以上も高い。 そのために、水素原子はほとんど水素分子になっている。 なかでも高密度の「分子雲コア」では、 単純な分子から複雑な分子への変化がおきている。 これまでに１００種以上の分子が発見されている。 オリオン星雲やオメガ星雲のような輝線星雲は、 分子雲をともなっていることが多い。 これらの領域では星が連鎖的に生まれている。 若い高温の星は紫外線を強く放射し、まわりのガスを 高温の電離ガスにかえる。電離ガスは高速で膨張し、 分子雲を圧縮して分子雲コアをつくる。 そこで高温の星が生まれ、分子雲を侵食するように新しい電離領域ができる。 同じようにして、分子雲中では星の生成がくりかえされていく。
恒星に成長する前段階で、赤外線で輝いている天体のこと。 その放射エネルギーは太陽の数万倍も強い。 恒星は分子雲中の高密度な「分子雲コア」が自己重力で 収縮して誕生する。収縮にともなってガスが中心部に集中し、 原始星ガス円盤か形成される。円盤の厚みは回転にともなって しだいに薄くなり、中心部は高密度になる。 さらに収縮が進むと、円盤の中心に原始星ができる。 原始星の収縮によって膨大な熱（重力エネルギー）が生みだされ、 これが赤外線として放射される。星のまわりのガスは ジエットとなって噴きだす。 原始星か放射する赤外線は、最初のうちガス円盤中のちり粒子に 吸収されてしまうので、原始星の姿を外からみることはできない。 しかし、しだいに赤外線は外にもれてくるようになる。 やがて原始星の収縮がとまり、中心部で核融合反応がはじまる。 その結果、光か強く放射される。これが星の誕生である。 原始星ガス円盤の赤道面にはちり粒子が沈殿し、惑星系がつくられることもある。
スペクトル線の種類や強度分布によって 恒星を分類したもの。スペクトル線のみえ方は、 星の元素組成によるほか、星の表面温度や 表面重力によってかわるので、 その特徴によってスペクトル型を決めている。 たとえばＯ型では、電離ヘリウム、高電離の酸素、 窒素、炭素などのスペクトル線がある。 スペクトル型を表面温度の高いほうから順に並べると、 Ｏ、Ｂ、Ａ、Ｆ、Ｇ、Ｋ、Ｍとなる。 Ｏ型の星の表面温度は約５万Ｋ、 Ｍ型は約３５００Ｋ。 太陽はＧ型で、表面温度は５７８０Ｋである。 また星の色は表面温度によってことなるので、 スペクトル型から星の色を知ることもできる。 Ｏ型やＢ型の星は青白く、Ａ型、Ｆ型は白色、 Ｇは黄色、Ｋ型はオレンジ色、 Ｍ型は赤色と変化していく。太陽は黄色の星である。 このほか、特異な化学組成を示すＲ型、Ｎ型、 Ｓ型などがある。 同じスペクトル型でも、半径の小さい矮星（主系列星）と、 半径の大きい巨星がある。
星を明るさと表面温度の関係であらわす ＨＲ図（ヘルツシユプルング・ラッセル図）の 対角線上に並ぷ星をいう。 ＨＲ図は、横軸に恒星の表面温度やスペクトル型を、 縦軸に星の光度をとり、恒星をプロットしたものである。 銀河系の恒星の９０％程度が、 このグラフの左上の明るく青白い星から、 右下の暗くて赤い星へかけての対角線上に並ぷ。 この線を「主系列」とよんでいる。 太陽は典型的な主系列星である。 主系列星は、星の中心部で水素を燃やして ヘリウムにする核融合反応の出すエネルギーで みずからの重さを支え、安定に輝いている。 星は一生の大部分を主系列星としてすごす。 その寿命は質量によってことなり、 質量が大きいほど寿命は短い。 太陽程度の質量の星は約１００憶年の間 主系列にとどまる。その後は地球軌道よりも 大きく膨張して「赤色巨星」になる。 ＨＲ図の上では、主系列から右上へ移動していく。 そして、水平方向にしだいに左に移り、 やがては左下方の「白色矮星」になる。
太陽の８％以下の質量を持つ小さな星。 恒星と惑星の間に位置する第三の 天体として注目されている。 褐色矮星は、中心部の温度が核融合反応が おきるほど高くならない。 このような星は、自己重力によって収縮するときに 熱を解放して赤外線で輝く。 しかし、その工ネルギーを使い果たしてしまうと、 暗黒の天体となる。そのため、 ダークマターの有力候補の一つと考えられている。 恒星の数は小質量のものほど多くなる。 このことが褐色矮星にもあてはまれば、 膨大な数の褐色矮星が存在することになり、 ダークマターとなる可能性があるからである。 １９９５年末にカリフオルニアエ科大学の 中島紀らのグループが、「ＧＩ２２９Ｂ」 という星が褐色矮星であることをはじめて確認した。 この星の光度は太陽の１０万分の１にすぎない。 地球からの距離は１９光年、半径は木星程度、 重さは木星の２０〜５０倍。 これまでに１０個の褐色矮星か確認されており、 今後の観測により多数発見されると予想される。
半径が大きくて、表面温度が低く赤い星。 その半径は太陽の数百倍、地球軌道ほどにもなる。 スペクトル型は表面積はＫ型、Ｍ型 （表面温度５０００〜３０００Ｋ）。 さそり座のアンタレス、うしかい座の アルクトゥルス、オリオン座の ベテルギウスなどがよく知られている。 恒星は、中心部の水素の燃焼 （核ら融合反応）によって主系列星として にとけこ長い間輝きつづける。 しかし、水素を燃焼しつくしてしまうと、 中心のヘリウムのしんが収縮し、 一方、星の外層はどんどん膨張していく。 これが「赤色巨星」である。 赤色巨星は表面積が大きいので、 きわめて明るくみえる。 古い星が多く集まる銀河系のバルジや 球状星団の光のほとんどは、赤色巨星による。 また低温なので、赤外線を強く放射している。 赤色巨星では、重力の弱い表面から大量のガスが 流れだし、宇宙空間にとけこんでいく。 外層のガスをすべて失うと、収縮した中心部が 「白色矮星」として残る。太陽も数十億年後には 赤色巨星になるだろう。
地球ほどの半径しかないが、 質量は太陽ほどもある高密度 （５×１０8キログラム/立方メートル）の星。 おおいぬ座のシリウスの伴星、 こいぬ座ののプロキオンの伴星のほか、 数百個の重さを覆が知られている。 白色矮星の表面温度は１万Ｋ以上という高温である。 しかし表面積が小さいので、暗くて発見しにくい。 シリウスとその伴星は連星である。 高密度な白色矮星は重力が強く、 シリウスの軌道運動に影響をあたえている。 この運動の乱れから白色矮星の 伴星が存在することがわかった。 白色矮星は、太陽の数倍以下の質量の星が 進化した最後に残されたコアである。 中心のコアは、みずからの重さを電子の縮退 （電子をこれ以上つめこめないほど つめこんだ状態）圧で支えるところまで 収縮して白色矮星となる。 白色矮星の内部では核融合反応はおきない。 内部の熱エネルギーを光として 放出していくにつれて、温度は下がっていく。 その色も黄色から赤色にかわり、 最後には黒色矮星となってみえなくなる。 |
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