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 ２０１２年冬学期　宇宙科学II 松原英雄（ＪＡＸＡ宇宙研）

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1 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 ２０１２年冬学期　宇宙科学II 松原英雄（ＪＡＸＡ宇宙研）

2 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 輝く恒星 ガスが集まり 星が生れる 超新星 爆発 放出されたガスは、再び 次世代の星たちの原料となる。 ( STScI, JAXA宇宙科学研究本部)

3 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。

4 「あかり」でみたIC1396 （中間赤外線）

5 「あかり」が捉えた新しい星の誕生の現場

6 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
３万年 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。

7 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

8 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)

9 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)

10 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

11 Tタウリ型星の想像図 原始星 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） Tタウリ型星

12 SEDによる原始星の分類 (1) SED: Spectral Energy Distribution
Andre (1994) ‘Cold Universe’

13 SEDによる原始星の分類 (2) SED: Spectral Energy Distribution

14 惑星系の形成シナリオ （太陽質量の星の）

15 (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

16 (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, ・・・）　

17 (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

18 (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）

19 (e) 円盤ガスの降着  木星型惑星が形成 中心星はWTTS 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

20 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。
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)。 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？ 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。 1 AU(天文単位）＝1.496×1011 m 太陽光度＝3.83×1026 W　　光速 c = ×108 m/s 太陽質量＝1.99×1030 kg 重力定数 G=6.6743×10-11 N m2 kg-2