「銀河系内の星形成」と「マゼラン銀河内の星形成」の話。 ■銀河系 うずまき銀河、天の川の外に出てみると「渦巻き」状に見える。 直径10万光年、厚み３０００光年 銀河面…黒いシミのように見える。 天の川の中にも外の銀河の銀河面にも黒いシミ「暗黒星雲」が見える。 「暗黒星雲」←そこに「星がない！」のではなく ガスの雲が背後からの星の光を吸収してしまうため黒いシミのように見える。 星の誕生…ガスから。ガス…水素が主成分(水素分子という形で存在。) ■いろいろな波長でみた宇宙 波長長い（冷たい）・・・電波天文学 水素原子（薄いガス＝１立方センチの中に数個程度） 一酸化炭素(濃いガス＝１立方センチの中に数100〜数1000個の分子） ・・・赤外線天文学・・・ 赤外線（赤外線天文衛星で観測。チリの粒子の熱輻射) 近赤外 可視光線 波長短い(熱い)・・・光天文学 ■光と電波の違い 可視光線で見ると「暗黒星雲」として観測される領域を 電波で見ると「暗黒部」から電波が出ていることがわかる。 電波が強いところは、電波を出すガスが多い…星の元になるガスがたくさんある。 可視光線で見ただけではガスの濃さはわからないが、 電波で観測すると電波の強さで判断できる。 ■星の一生 星が誕生して進化し赤色巨星化して死んでゆく…太陽では100億年ほどの時間…。 死滅した星から放出されたガスはリサイクルされてまた新しい星の元となる。 重い星は、短命…重さの３乗に逆比例する… 超新星爆発の後、宇宙空間に飛び散ったガスは、また新しい星を生む。 可視光線で観測できるのは、 星が輝いている間…「誕生して輝きだした星→星の最期」まで… 太陽の数千倍の重さのガスがある。(名古屋大学の電波望遠鏡で観測) 遠赤外線や赤外で見たときに輝いている星・・・ 若い星←ガスが濃いところに集中している。 野辺山…45ｍで観測 0.1光年の広がり…重さは太陽の数倍 1994年に観測。 恒星のもと…「星の卵」 これが、収縮して、0.1光年くらいになったら、新しい星となるのでは？ 赤外線 収縮により、円盤状に潰れる。 電波で観測すると、両極から分子のジェットが出ていることが分かった。 (かつては、巨大質量の恒星誕生時にジェットが出るものと思われた。 しかし、観測すると軽い星にもジェットが発生することが分かった。) 光りで見えるジェットは、秒速数百キロメートル。 ■カメレオン座の３つのガス雲 カメレオン座に研究対象に良い天体(ガス雲)がある。 太陽1000個程度のガス雲が３つある。 １・・・活発(たくさん星が生まれている) ２・・・普通(いくつか星が誕生している) ３・・・星無(星は生まれていない) ☆星がたくさん生まれる・・・ ・高密度のガスが多い ・縮まろうとする 効率よくガスを逃がすと ☆星があまり生まれない・・・ ・ガス雲の密度が低い ・広がろうとする まだ、ガスが逃がしきっていない(まだ生まれて新しいガス雲) 重力エネルギー、外圧と内圧がつりあっている。 ＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝ 休憩 ＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝ ■電波望遠鏡「なんてん」 5年前からチリの「ラス・カンパナス天文台」標高2400ｍ ４ｍ望遠鏡 アメリカの「カーネギー研究所」←私立の研究所 光の望遠鏡４機ある。 チリの良い所は、晴天率が良い。乾燥している。 電波の場合は、湿度が問題になる。 アタカマ砂漠の南の端。 望遠鏡の材質としては、カーボンファイバー…軽くて丈夫で熱変形が少ない。 カーボンファイバーだけでば、電波を反射しないので、電波を反射する塗料を塗る。 塗料を数ミリはＯＫだが、波長が短いと反射率が悪い。 更に短い波長の観測したいので、表面を変えたい…アルミに戻る。 パラボラで集められた電波を副鏡に集める。 パラボラは経緯台架台に載っている。 パラボラがどちらを向いても受信部は一定の位置にある。 超伝導の受信素子。 「４°Ｋ」に冷やす…ノイズ除去端時間でデータがとれる。 数十秒 電波の受信機には、イメージング能力がない。 電波を受信する部分が1箇所・・・ＣＣＤならば、面で捉えられる。 電波望遠鏡は、１画素に過ぎない。 少しずつずらして電波の強い方向を探す。 電波の強さの強度を数値化し、観測結果を並べて等高線を引く。 例えば、おうし座の電波地図…4万個の観測点でこの地図が作られる。 ・・・これを作るのに2〜3年かかる。 ■電波発生のメカニズム 分子が電波を出す。 水素分子の場合、電気的な偏りがないが、 一酸化炭素は、異なる種類の原子からできている分子は、 分子内で電気的な方よりができる。 分子が回転することで、電波が発生する。 電波が出てくるようなガス雲…分子が回転している。 周りの分子との衝突によって、一酸化炭素分子が回転する。 早く回転が止まるような分子から電波が出てくるという事は、 周りにたくさん分子があってドンドン衝突が起こり回転が続く。 つまり密度が高い。 分子から出てくる周波数は、一定だが、 その分子が運動しているとドップラー効果により その分子が我々に対して 「近づいている」のか 「遠ざかっている」のかを知ることができる。 ガス雲の運動エネルギー…偏移の幅が広いとエネルギーが大きい。 ■「なんてん」による南天の電波観測 わし座の「リフト」 …可視光線では、天の川が欠落したかのように暗くなっている。 電波で観測するとガス雲が広がっている事がわかる。 パイプ星雲1万太陽質量 …パイプの加え口あたりでしか星が生まれていない。 たくさんガスがあるのに何故星が生まれていないか？ 興味深い。 ■質量の大きな星 星の一生の最期に「超新星爆発」する…回りにも影響を及ぼす。 （１９９９年に新聞発表したもの…カリーナ領域。） ドップラー・シフトによって、ガス雲までの距離がわかる(6000〜7000光年) 1500光年くら銀河面から広がっていることが分かった。 （他のガスは、銀河面から数百光年程度の広がり。） 質量の大きな星がいくつか見つかった。 かつてここで超新星爆発が20個くらい起こって、その影響で 普通の3倍もの広がりを持つようになったのではないか？ 観測された分子ガスの雲のカタマリは、数珠状に並んでいる。 ガスの分布も似ている。 かつての超新星爆発でガスが吹き飛び、履き集められて このような構造ができたのではないか？ その後、分子ガスのシェルもいくつか見つかっている。 ■マゼラン銀河 南半球の空に見られる16万光年彼方の恒星の集団。 6度×6度くらいの広がり。 「なんてん」望遠鏡を作ったのは、 「マゼラン銀河を観測したい！」というのが、大きな理由の一つだった。 これまでは、 「コロンビア大学の1.2mの電波望遠鏡」の観測が唯一の南天の電波観測データだった。 しかし、コロンビアのデータは、分解能が良くない。 「なんてん」は、「コロンビア」の10倍の分解能で観測を行っている。 これまで、 「ぼんやりとしたガスの領域が広がっている」かのように 思われていたマゼラン銀河には、 実は、小さなツブツブのガスのカタマリがあることがわかった。 星の誕生が順番に見える領域がある。 「昔星が誕生したところ」 「少し前に星が誕生したところ」 「今、星が誕生しているところ」 「まだ、星ができていなくてガスだけがあるところ」 星が誕生すると 誕生した星の紫外線などで、周りのガスはなくなってしまう。 質疑 Q カリーナフレアのところで、X線天体など見つかっていますか？ A ブラックホールはない。 「これだ！というX線源」は、見つかっていない。 |