銀河の「星形成率」は、1年間にどれくらいの質量の星が新しく生まれているかを表す量です。しかし、同じ銀河を調べても、紫外線から求めた値、Hα輝線から求めた値、赤外線から求めた値が完全には一致しないことがあります。さらに、数千万年から数億年という宇宙時間で見れば、その銀河自身の星形成活動も強くなったり弱くなったりします。
これは、星形成率が望遠鏡で直接「今この瞬間の星の誕生数」を数えた値ではないからです。実際には、若い星が残した紫外線、周囲のガスを電離して生じるHα輝線、星の光を吸収した塵が再放射する赤外線などを手掛かりに、ある期間の星形成を逆算しています。
つまり、同じ銀河でも観測する時期や波長によって星形成率が違って見える理由は、銀河の星形成そのものが時間変動することに加え、観測指標ごとに「何年前までの星形成を平均して見ているか」「塵に隠れた星形成をどこまで拾えるか」が異なるからです。
結論：星形成は時間変動し、各観測指標が違う時間尺度と領域を見ているから
国立天文台の多波長観測解説では、紫外線では生まれたばかりの高温・大質量星が目立ち、赤外線では塵に隠れた星や、若い星に温められた塵が見えることが説明されています。同じ銀河でも、観測波長を変えるだけで星形成領域の見え方は大きく変わります。
また、NASA/IPACの星形成率指標レビューでは、紫外線、電離ガス輝線、赤外線などの指標がそれぞれ異なる年代の恒星集団や物理過程に反応するため、星形成史が一定でない銀河では推定値に差が生じると整理されています。
特に、Hαのような電離ガスの指標は非常に若い大質量星の存在に敏感です。一方、紫外線はそれより長く生きるB型星などの寄与も受けるため、やや長い期間の星形成を反映します。赤外線は塵に吸収された若い星の光を回収できますが、古い星が塵を温める寄与が混ざる場合もあります。
星形成率は「今この瞬間」を直接測っているわけではない
星形成率という名前から、現在まさに生まれている星の数を直接数えているように感じるかもしれません。しかし、遠方銀河では個々の生まれたばかりの星を一つずつ数えることはできません。
そこで、若い大質量星が強く放つ紫外線、周囲の水素ガスを電離して生まれるHα輝線、塵が吸収した星の光を再放射する赤外線などを測り、それらの明るさを星形成率へ換算します。
この換算には、どの質量の星がどれくらい生まれるかという初期質量関数や、星形成がある程度の期間ほぼ一定だったという仮定が含まれます。もし銀河の星形成が急に始まったり、急に止まったりしていれば、指標ごとに反応の仕方が違うため、同じ時点でも違う星形成率が得られることがあります。
Hαはなぜ「ごく最近の星形成」に敏感なのか
Hαは、非常に高温の大質量星が出す強い紫外線によって周囲の水素ガスが電離され、その後電子と陽子が再結合するときに生じる代表的な輝線です。
こうした電離光子を大量に出す最も重い星は寿命が短く、数百万年から1000万年程度で超新星へ進みます。そのためHαが強い領域は、ごく最近まで活発な星形成が続いている場所を示します。
逆に、星形成が急に止まると、大質量星が短期間で姿を消すためHαは比較的速く弱くなります。したがってHαは、過去数千万年よりさらに短い「直近」の星形成を知るのに向いています。
ただし、塵が多い場所ではHαも吸収されます。また、電離光子が星形成領域の外へ漏れると、その地域だけを測ったHα光度が実際の星形成を完全には表さない場合があります。
紫外線はHαより長い時間の星形成を覚えている
紫外線も若い星形成の代表的な指標です。特に高温のO型・B型星は紫外線で強く輝きます。
ただし、紫外線にはHαを生み出す最重量級の星だけでなく、もう少し寿命の長いB型星も寄与します。そのため、星形成率指標のレビューでは、銀河全体の紫外線はおおむね数千万年から1億年以上にわたる比較的長い星形成履歴の影響を受けるとされています。
たとえば、ある銀河で星形成が最近急激に弱くなった場合、Hαはすぐに暗くなっても、過去に生まれたB型星が残っているため紫外線はしばらく明るく見えます。その結果、紫外線から求めた星形成率の方がHαより高くなることがあります。
反対に、星形成がつい最近急増したばかりなら、最重量級の星によるHαはすぐ反応する一方、紫外線の長時間平均としての明るさはまだ定常状態に達しておらず、両者の換算がずれることがあります。
赤外線は「塵に隠れた星形成」を見つける
若い星が強く光っていても、周囲に大量の星間塵があると紫外線や可視光は吸収されます。そのまま紫外線やHαだけを見ると、星形成が実際より弱いように見える場合があります。
しかし、塵が吸収したエネルギーは消えるわけではありません。温められた塵は赤外線としてエネルギーを再放射します。そのため赤外線は、可視光では隠れた星形成を調べる重要な手段です。
NASAの紫外線＋赤外線を組み合わせた研究では、紫外線を塵に隠されていない星形成、赤外線を塵に隠された星形成の指標として組み合わせ、総星形成率を推定しています。
活発な星形成銀河では塵が多いことがあり、赤外線を加えることで紫外線だけより実態に近い値を得られる場合があります。
赤外線なら必ず正しい星形成率が分かるのか
赤外線も万能ではありません。銀河にある塵を温めるのは、必ずしも生まれたばかりの星だけではないからです。
星形成が弱い銀河では、比較的年老いた恒星の光でも塵が温められ、赤外線を放つことがあります。この成分をすべて「若い星が作った赤外線」とみなすと、星形成率を高く見積もる可能性があります。
逆に、金属量が低く塵の少ない銀河では、若い星の光が塵にあまり吸収されず外へ逃げるため、赤外線だけでは星形成を過小評価することがあります。
このため研究では、紫外線＋赤外線、Hα＋赤外線のように、直接見える若い星の光と塵に隠された成分を組み合わせる方法がよく使われます。
同じ銀河の中でも場所によって星形成の見え方は違う
銀河全体を一つの数値にまとめる場合と、銀河内部の星形成領域を細かく測る場合でも結果の意味が変わります。
国立天文台のNGC 253の観測では、銀河中心部にさまざまな進化段階・密度・衝撃状態を持つ分子ガス領域が混在していることが示されています。ある場所では星形成が始まる前の高密度ガス、別の場所では若い星がすでに生まれ、さらに別の場所では超新星や宇宙線の影響が強いというように、同じ銀河の中でも時間段階はそろっていません。
そのため、数百パーセク規模の小領域でHα・紫外線・赤外線を比較すると、それぞれが別の進化段階を捉えて値が大きく違うことがあります。
一方、銀河全体で平均すると多数の星形成領域が混ざるため、局所的な時間差がある程度ならされ、異なる星形成率指標どうしが一致しやすくなります。
星形成が本当に時間変化するとはどういうことか
観測指標の違いだけでなく、銀河の星形成活動そのものも時間とともに変化します。
銀河へ新しい冷たいガスが流れ込めば星形成が活発になることがあります。銀河同士の接近や合体でガスが圧縮されると、短期間に大量の星を作るスターバーストになる場合があります。
一方、ガスが消費されたり、超新星や恒星風で加熱・放出されたり、活動銀河核のアウトフローによってガス供給が弱まったりすると星形成率は低下します。銀河団環境ではラム圧によって冷たいガスを失い、長期的に星形成が止まることもあります。
したがって、同じ銀河を数千万年・数億年という間隔で見ることができれば、星形成率そのものも一定ではありません。
人間の数年の観測で銀河全体の星形成率は変わるのか
通常の銀河全体については、数年から数十年で星形成率が劇的に変わることは多くありません。銀河規模のガス供給や星形成活動は、より長い時間尺度で進みます。
ただし、個々の星形成領域や若い星のフレア、新星・超新星などは短時間で変化します。また、非常に小さな矮小銀河や短いスターバーストでは、星形成の時間変動が相対的に大きくなる場合があります。
一般に「星形成率が時間によって変わる」というときは、人間が同じ銀河を毎年見て大きな差を確認するというより、異なる年代の恒星集団や異なる赤方偏移の銀河を調べ、数千万年から数十億年の星形成史を復元する意味が中心です。
遠い銀河を見ると、昔の星形成を見ている
光には有限の速度があるため、遠い銀河ほど昔の姿を見ています。現在近くにある銀河と、100億年以上前の遠方銀河を比較すれば、宇宙全体の星形成活動が時代によってどう変化してきたかを調べられます。
しかし遠方銀河では、宇宙膨張による赤方偏移のため、地球で観測する同じフィルターでも、銀河が放ったときの波長は異なります。さらに遠方ほど解像度が低く、塵の補正や銀河中心のAGN混入も難しくなります。
そのため、近傍銀河と遠方銀河の星形成率を比較するときは、観測波長、星形成率の換算法、初期質量関数、塵補正などをできるだけそろえる必要があります。
AGNの光を星形成と間違えることもある
銀河中心の超巨大ブラックホールが活動していると、紫外線、可視光、赤外線、X線、電波など幅広い波長で強い放射を出します。
特に赤外線や輝線を使って星形成率を求める場合、活動銀河核が塵を温めたりガスを電離したりすると、その光を若い星由来と誤認する可能性があります。
そこで天文学者は、スペクトル線の比、X線放射、赤外線スペクトル、電波などを使ってAGNの寄与を推定し、星形成由来の光から分離します。
同じ銀河について研究ごとに星形成率が違う場合、AGNの除去方法が異なることも原因の一つになり得ます。
星形成率の換算には「星の質量分布」の仮定も入っている
紫外線やHαで特に明るいのは、若くて重い星です。しかし星形成率は、重い星だけでなく低質量星も含めて「合計でどれくらいの質量の星が生まれたか」を表します。
そのため、観測された大質量星の光から全質量を推定するには、どの質量の星がどの割合で生まれるかを表す初期質量関数を仮定します。
研究によって採用する初期質量関数が異なれば、同じ観測光度から換算される星形成率にも系統的な差が生じます。これは観測ミスではなく、定義・校正の違いです。
星形成率を論文や資料どうしで比較するときは、使った波長だけでなく、換算式と初期質量関数まで確認する必要があります。
「最近星形成が止まった銀河」は指標によって分類が変わる
星形成が急速に止まった銀河では、特に指標の時間尺度の差が重要になります。
最重量級の星はすぐ寿命を終えるため、Hαは比較的早く弱くなります。一方、紫外線を出す寿命のやや長い星はまだ残っています。そのため、Hαでは「ほぼ星形成していない」ように見えても、紫外線ではまだ最近の星形成の名残が見えることがあります。
NASA/IPACのレビューでも、紫外線だけでは、現在も星形成中の銀河と、数千万年前に星形成が止まったpost-starburst的な銀河を区別しにくい場合があると指摘されています。
このような場合、Hα、紫外線、恒星吸収線、赤外線などを組み合わせることで、星形成がいつ弱まったかをより詳しく推定できます。
「同じ銀河で星形成率が違う値」は矛盾ではない
星形成率の値が指標ごとに違うと、どの測定が正しいのかと考えたくなります。しかし、違いそのものが銀河の星形成史を教えてくれる場合があります。
Hαが強く紫外線が相対的に弱ければ、ごく最近星形成が急増した可能性があります。逆に紫外線が残っているのにHαが弱ければ、最近星形成が急速に低下した可能性があります。
赤外線が非常に強いのに紫外線が弱ければ、活発な星形成が大量の塵に隠されている可能性があります。逆に低金属量で塵の少ない銀河では、紫外線が強くても赤外線が弱いことがあります。
複数の指標の食い違いを調べることで、「どれが間違いか」ではなく、「この銀河の星形成がどの段階にあり、どれほど塵に隠されているか」を読み解けるのです。
「なぜ銀河によって星形成率や星形成効率が大きく違うのか？」の「銀河ごとの星形成率の違い」とは何が違うのか
星形成には、似ているようで別の二つの問いがあります。
「なぜ銀河によって星形成率や星形成効率が大きく違うのか？」が扱うのは、「なぜある銀河は活発に星を作り、別の銀河はほとんど星を作らないのか」という銀河同士の比較です。分子ガス量、乱流、銀河衝突、環境、AGNフィードバックなどの物理条件の違いが中心になります。
一方、この記事の主題は、「同じ銀河でも、観測する時期や波長によって星形成率がなぜ違って見えるのか」です。ここでは、星形成そのものの時間変動に加え、Hα・紫外線・赤外線が異なる時間尺度と遮蔽条件を見ていることが重要です。
前者は銀河間の個体差、後者は一つの銀河に対する時間・観測条件の違いです。
まとめ
同じ銀河でも、観測する時期や波長によって星形成率が違って見えるのは、銀河の星形成活動が時間とともに変化し、さらに星形成率の各指標が異なる年代・物理過程を見ているからです。
Hαは非常に若い大質量星に敏感で、ごく最近の星形成を強く反映します。紫外線はより長寿命の若い星も含むため、比較的長い期間の星形成履歴を覚えています。赤外線は塵に隠された星形成を見つける一方、古い星による塵加熱が混ざる場合があります。
また、銀河自身もガス流入、銀河衝突、ガス消費、恒星・AGNフィードバックなどによって、数千万年から数億年以上の時間で星形成率を変えます。
そのため、一つの波長で得た一つの数値だけを「唯一の星形成率」と考えるのではなく、複数の波長・指標を組み合わせ、それぞれがどの時間尺度とどの領域を見ているかを考えることが重要です。指標どうしの違いは、銀河の星形成史そのものを読み解く手掛かりになります。
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参考資料
- 国立天文台「多波長で観る宇宙」
- 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―」
- NASA/IPAC Extragalactic Database「Star Formation Rate Indicators」
- NASA Technical Reports Server「Ultraviolet+Infrared Star Formation Rates」
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