銀河の中で新しい恒星を作る材料は、主に冷たい分子ガスです。
それなら、分子ガスが多い場所ほど必ずたくさんの星が生まれるように思えます。しかし実際には、同じ銀河の中でも、分子ガスが多いのに星形成が弱い場所と、少ない時間で活発に星を作る場所があります。
この違いを表す指標の一つが星形成効率です。星形成効率は、持っている分子ガスの量に対して、どれくらいの速さで新しい星を作っているかを表します。
なぜ同じ「星の材料」があっても、その使われ方に大きな差が生まれるのでしょうか。
結論：星形成はガスの量だけでなく、密度・重力・乱流・衝撃・周囲環境で決まる
分子ガスが星になるには、ただ存在するだけでは不十分です。
ガスが十分に冷たく、局所的に高密度になり、自分自身の重力が乱流や圧力に打ち勝って収縮する必要があります。
反対に、ガスの運動が激しすぎたり、強い宇宙線や恒星フィードバックで加熱・攪拌されたりすると、分子ガスが大量にあっても重力収縮しにくくなります。
つまり星形成効率は、「どれだけガスがあるか」ではなく「そのガスが星へ崩壊できる状態か」で大きく変わるのです。
星形成効率とは何を測っているのか
星形成効率は、ある領域の星形成率を分子ガス量で割ることで表せます。
分子ガス量は一酸化炭素（CO）の電波輝線などから推定し、星形成率は若い大質量星が出す紫外線や、塵が再放射する赤外線などから求めます。
同じ量の分子ガスを持っていても、短時間に多くの星を作る領域は高効率、長時間かけてもあまり星を作らない領域は低効率です。
この考え方を使うと、銀河のどこで星形成が促進・抑制されているかを定量的に比較できます。
なぜ高密度の分子ガスほど星になりやすいのか
分子雲の中で密度が高くなると、ガス自身の重力が強くなります。
重力が内部の圧力や乱流より強くなると、ガス塊は収縮し、さらに高密度になります。
この収縮が進むと原始星が生まれ、やがて核融合を始める恒星になります。
国立天文台のALMA研究では、爆発的な星形成を起こしている銀河NGC 253の中心部に、天の川銀河中心部より10倍以上多い高密度分子ガスが見つかっています。
密度の高いガスが多いことが、活発な星形成と関係していると考えられています。
ガス雲同士の衝突は星形成を促すことがある
銀河の中を運動する分子雲同士が衝突すると、衝撃波が生じます。
衝撃によってガスが圧縮され、短時間で密度が高くなれば、自己重力による収縮が進みやすくなります。
NGC 253のALMA観測では、衝撃波で生じたと考えられる分子の分布が見つかり、ガス雲衝突によって高密度分子ガスが作られている可能性が示されています。
同じ銀河内でも、ガス流が交差する場所や中心部では、こうした圧縮によって星形成効率が高くなることがあります。
では乱流は星形成を促すのか、抑えるのか
乱流の働きは単純ではありません。
乱流は一部の場所でガスを圧縮し、高密度構造を作るため、星形成を促すことがあります。
一方、ガス全体の運動が激しすぎると、分子雲を支えて重力崩壊を妨げる方向にも働きます。
どちらが優勢になるかは、乱流の強さ、圧縮性、分子雲の質量や密度、磁場などで変わります。
そのため「乱流が強いほど必ず星形成が活発」という一方向の関係ではありません。
棒渦巻銀河ではなぜ棒部の星形成効率が低いのか
棒渦巻銀河では、中心を横切る棒状構造があります。
この棒部には分子ガスが多く集まっていても、渦巻腕より星形成が弱い銀河が知られていました。
国立天文台野辺山宇宙電波観測所などの研究チームは、17個の棒渦巻銀河を調べ、棒部の星形成効率が渦巻腕より系統的に低いことを確認しました。
さらに、CO輝線の速度幅が大きい、つまりガスの運動が激しい領域ほど星形成効率が低い傾向が見つかりました。
棒構造はガスの動きをどう変えるのか
普通の円盤銀河では、多くの分子ガスが銀河中心のまわりをほぼ円運動します。
しかし棒渦巻銀河では、棒の重力場によってガスが楕円軌道を描いたり、中心方向へ流れ込んだりします。
異なる軌道のガスが交差すると、速度差や衝撃が大きくなり、分子ガスの内部運動も激しくなります。
この運動が分子雲を安定に収縮しにくくすることで、材料はあっても星形成効率が下がる可能性があります。
ただし、具体的にどの種類の激しい運動が最も星形成を抑えるのかは、まだ研究中です。
同じ棒渦巻銀河でも中心やバーエンドでは効率が高いことがある
興味深いのは、棒渦巻銀河の中でも星形成効率が一様ではないことです。
野辺山・ALMAの研究では、棒部では低効率でも、銀河中心部や棒と渦巻腕が接続するバーエンドでは、渦巻腕より星形成効率が高い傾向が見つかりました。
つまり同じ銀河の中で、数千光年程度の場所の違いによって星形成効率が大きく変わります。
ガス量だけを見ても、その銀河がどこで星を作るかは分からないのです。
中心部で星形成が活発になるのはなぜか
棒構造や渦巻腕は、ガスの角運動量を変えて中心へ運ぶことがあります。
中心にガスが集まると、ガス表面密度が高くなり、ガス雲同士の衝突頻度も増えます。
その結果、高密度ガスが大量に作られ、スターバーストと呼ばれる爆発的な星形成が起きることがあります。
NGC 253の中心部はその代表例です。
ただし中心部では超新星や宇宙線、活動銀河核など星形成を抑える作用も強くなるため、ガス流入がそのまま高い星形成効率へ直結するとは限りません。
前の世代の恒星も次の星形成を変える
新しく生まれた大質量星は、強い紫外線、恒星風、超新星爆発を通じて周囲の分子ガスへエネルギーを与えます。
これを恒星フィードバックと呼びます。
衝撃波がガスを圧縮すれば次の星形成を誘発する場合があります。
反対に、ガスを加熱・破壊・吹き飛ばせば星形成を抑えます。
一つの星形成領域が次の世代を促すか止めるかは、その場所の密度やエネルギー投入量で変わります。
宇宙線は星形成を抑えることがある
超新星爆発などで生じる宇宙線は、分子ガスへ深く入り込み、ガスを電離・加熱します。
NGC 253のALMA観測では、宇宙線の影響が強い領域が分子組成から識別され、そこでは分子ガスが圧縮されにくく星形成が難しくなる可能性が示されています。
同じ銀河の中でも、過去の星形成活動が強かった場所ほど、そのフィードバックによって次の星形成条件が変えられるのです。
星形成率が高い銀河は分子ガスが多いだけなのか
銀河全体を比較すると、星形成率が高い理由には二つあります。
一つは単純に分子ガスを大量に持っていることです。
もう一つは、持っている分子ガスを星へ変える効率そのものが高いことです。
ALMAの多数銀河調査では、通常の星形成銀河では星形成率の増加が分子ガス量の増加と強く関係する一方、平均より特に活発な銀河では星形成効率の上昇も重要になることが示されています。
「ガスが多い銀河」と「ガスを効率よく使う銀河」は同じではありません。
高赤方偏移銀河では星形成効率も違うのか
初期宇宙の銀河は、現在の銀河よりガスが豊富で、乱流も激しい場合があります。
ALMAは遠方銀河の分子ガス量や内部運動を測定し、宇宙時代によって星形成条件がどう変わるかを調べています。
一部の遠方銀河では、近傍銀河より高密度・高乱流な分子雲が観測され、高い星形成効率を示す例もあります。
ただし遠方銀河の星形成効率は銀河ごとの違いも大きく、乱流が高ければ必ず効率も高いとは限りません。
磁場も分子雲の収縮へ影響する
分子ガスには磁場が通っています。
磁場はガスの運動を導き、重力収縮に対して支える方向へ働く場合があります。
一方で、ガスが磁力線に沿って集まると局所的な高密度構造が作られることもあります。
星形成効率を完全に理解するには、密度と乱流だけでなく磁場も含めて考える必要があります。
星形成効率は一つの法則で決まるのか
銀河全体では、ガス表面密度が高いほど星形成率も高いという統計的な関係が知られています。
しかし細かい領域を見ると、この関係から外れる場所があります。
棒部、銀河中心、渦巻腕、バーエンド、衝突領域などでは、それぞれガスの運動や圧力、フィードバックが異なるからです。
そのため星形成則は有用な平均関係ですが、個々の領域の物理をすべて決める絶対法則ではありません。
星形成効率を調べると銀河進化の何が分かるのか
銀河がどれくらいの速さでガスを恒星へ変えるかは、将来の姿を大きく左右します。
効率が高ければ短時間で多くの恒星を作り、分子ガスを急速に消費します。
効率が低ければ、ガスを長く保持しながらゆっくり恒星を作ります。
銀河中心へのガス流入、棒構造、銀河衝突、恒星フィードバックなどが星形成効率を変えることで、銀河の色・恒星年齢・形態・成長速度も変化します。
分子ガスと星形成効率の関係を整理すると
- ガス量：星形成の材料の総量を決める
- 高密度ガス：自己重力で収縮しやすく、星形成へ直結しやすい
- ガス雲衝突：衝撃でガスを圧縮し、星形成を促すことがある
- 強い乱流：ガスを圧縮する場合も、重力崩壊を妨げる場合もある
- 棒構造：非円運動を生み、棒部では星形成効率を下げる例がある
- 中心へのガス流入：高密度ガスを増やし、スターバーストにつながることがある
- 恒星フィードバック・宇宙線：ガスを圧縮する場合と加熱・攪拌して抑える場合がある
まとめ
銀河では分子ガスが多くても星形成効率が場所ごとに違うのは、星が生まれるかどうかがガスの量だけでは決まらないからです。
分子ガスが高密度になり、自己重力が乱流や圧力に打ち勝てば、効率よく恒星へ変わります。ガス雲衝突や中心へのガス流入はこの条件を作ることがあります。
一方、棒構造による激しい非円運動、強すぎる乱流、宇宙線や恒星フィードバックは、材料があっても重力崩壊を妨げることがあります。
つまり星形成効率は、銀河が「どれだけ材料を持つか」ではなく、その材料が「どのような物理状態に置かれているか」を測る指標なのです。
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参考資料
- 国立天文台 野辺山宇宙電波観測所「星の材料があるのに星が誕生しない!?：棒渦巻銀河における星形成抑制現象」
- 国立天文台「銀河の中の星工場―分子で見る繁忙期の製造ライン―」
- ALMA Science Portal at ESO「Star formation rate drivers in early Universe galaxies」
- ALMA Science Portal「ISM, star formation and astrochemistry」
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