J. Plasma Fusion Res. Vol.84, No.5 (2008)２
３５‐２４２解説

星形成における輻射輸送
中本泰史
東京工業大学（原稿受付：２
０
０
８年３月１
３日）

輻射は一般に，天文学的現象における主要なエネルギー輸送機構である．また，場合によっては物質に対して輻射圧を及ぼす．これらの結果，ガスの温度や圧力が変わり，ガスの流れや天体の構造が変わる．さらに輻射
は天文学的観測手段を提供する．観測結果から対象の物理的状況を正確に解釈するためには，輻射輸送を考慮しなければならない．輻射のこれらの役割を，星形成過程から３つほど例をとって紹介する．
Keywords:
radiation transfer, radiative cooling, radiation pressure, gravitational collapse, star formation

１．はじめに２．星形成について

宇宙にはさまざまな天体が存在している．地球と月．惑

星形成を考える前に，星が何からできているかを見てお星や太陽などの太陽系の天体．恒星，星団，星間雲などの

こう．星あるいは恒星とは，太陽のように核融合反応を内

銀河系内の天体．さらに遠くに目をやると，銀河，銀河団，部で行っているものであり，主に水素とヘリウムからでき超銀河団などなど．多種多様である．しかし，これらの天ている．水素とヘリウムを合わせると恒星全質量の 99％ ほ体（構造）ははじめから存在していたわけではない．宇宙そどになっており，残りの 1％ ほどが炭素や酸素など，水のものが生まれたのち，ある時，誕生したものである．天素・ヘリウム以外（原子番号３番以上）の全ての元素であ

文学・宇宙物理学においては，天体の形成過程の解明が重る．恒星の内部ではこれらが高温のために電離し，プラズ

要な研究テーマの一つである．本稿ではそのうちの，星形

マ状態で存在している．恒星内部は高温で圧力が高いので成にかかわる過程について紹介する．特に，輻射（放射）が外向きに強い圧力勾配力が作用しているが，それにつり合関与する過程に注目する．

うような強い重力によって恒星は四散することなく，一定輻射（放射）とは電磁波であり，電磁場中の進行波であの大きさと構造を維持している．なおこの重力は，恒星をる．一般に波はエネルギーを運ぶし運動量も持っている

構成しているガス自身が作り出している．

が，電磁波も例外ではない．このような輻射が天体形成と

さて，星は宇宙のはじまりから存在しているわけではな

どう関係しているのだろうか．物理的には，２つの形で関く，あるとき誕生した．それらの形成過程は，おおまかに与していると言えるだろう．一つは，エネルギー輸送機構

は材料物質であるガスを重力で集める過程であると見ることしての役割である．エネルギー輸送の形態には，伝導，とができる．宇宙には星間ガスと呼ばれるものがあり，星対流（移流），輻射（放射）の３種類がある．星形成過程で間雲とも呼ばれている．文字通り，恒星間に存在するガスは密度が低いがゆえに伝導や対流はほとんど寄与せず，輻

の雲のようなものである．星間雲の中でもガスの密度が高射が主なエネルギー輸送機構になる．もう一つの役割は，い場所では，ガス自身が作り出す重力がガスの圧力を凌駕

運動量輸送機構（すなわち力）である．輻射の力（輻射圧）

し，ガスは重力によってますます集まってくる．これが重によって物質の流れが変わったり，構造が変わったりす

力不安定と呼ばれる現象である．しかし一方的に重力に引る．輻射圧が天体の構造を支配する場合もある．

かれるだけでは，星は太陽に見るような有限の大きさを獲こうした物理的役割のほかに，天文学の研究手法上の都得し得ない．重力による収縮を止める機構が必要である．

合によるが，輻射には観測手段としての役割もある．天文止める機構には，回転運動に伴う遠心力，ガスの圧力，輻

学における観測手段はほとんどが輻射の観測（それ以外の射圧などがある．恒星そのものの形を決める際には，ガス

観測は，ニュートリノ等の粒子の観測や惑星探査機による圧もしくは輻射圧が効いている．一方，遠心力が作用して観測など，ごく限られている）であるが，観測結果から天収縮が止まった結果として，星の周囲には円盤状の構造が体の正体を暴くためには，輻射輸送を考慮した解析が不可形成される．実はこの円盤の中から，地球のような惑星が欠である．

誕生すると考えられている．
以上のように星形成過程は，基本的には重力によるガス

Radiation Transfer in Star Formation
NAKAMOTO Taishi

author’s e-mail: nakamoto@geo.titech.ac.jp

２３５!2008 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.84, No.5 May 2008の収縮運動と，遠心力・圧力などによる抗力のせめぎ合い

無限一様に広がっている星間ガスに対する重力安定性解であり，それらのつり合った結果が恒星という天体である

析は，ジーンズ（Jeans）の問題としてよく知られている．こと見ることができる．

の問題では星間ガスを中性流体とし，ガス圧と重力の関係
によって起こる不安定に注目する．この星間ガスの状態を３．星形成の基礎物理過程

記述する基礎方程式は，連続の式，運動方程式（１），重力３．
１ ４つの基礎過程

場を与えるポアソン方程式，および理想気体の状態方程式

恒星が誕生する過程において重要な基礎物理過程は，次（２）である．

の４つと見なすことができる．すなわち，重力，流体運動，
電磁力学的作用，および輻射輸送の４つである．
まずは重力．宇宙が誕生したときには，星は存在していなかった．目に見える物質としては，水素とヘリウムのガ"&!
#! %&!%"
%
&'

（１）

%
&#$%"%!

（２）

スだけが広がっていた．その後，これらが集まって星や銀集めるために寄与した力が重力である．重力によって物質

ここで，%はガス密度，!は速度，&はガスの圧力，"は重力ポテンシャル，$% はボルツマン定数，" は温度，% はガが集まり，天体が誕生したのである．重力がなければ物質

ス分子１個の質量である．ジーンズの解析では，ガスの温は集まらない．したがって重力は，天体形成における最も度もガス組成も一定であると仮定する．すなわち，音速

基本的な力であるということがいえるだろう．

##% を一定として，状態方程式を &##
$%"!
(#'
(%と簡単

河などの天体を形成した．このとき，広がっていたものを化する．このような基礎方程式系に対し，無摂動状態は密次に流体運動．ガスはほとんどの場合，流体とみなすことができる．星の形成過程といえどもそこで登場するガス度が一様（%!とおく）で静止しているとし，摂動を加えての密度は小さいので，平均自由行程も地上の感覚からすれ摂動方程式系を得る．そして摂動が平面波の重ね合わせでば非常に長くなる．星形成の前段階である水素分子からな表現できることを利用し，分散関係式を求める．

11−3程度であるが，ジーンズの解析の本質的な結果は，もっと直感的な評価

この場合，水素分子の平均自由行程は 105 km 程度となる．

によっても得ることができる．星間ガス中の密度揺らぎのる星間雲の分子数密度はおよそ 10 個 m

しかしこれは，星形成の場の空間スケール（およそ 1012

波長 を #とすると，これに伴う圧力勾配力の大きさはkm）に比べてはるかに小さいので，流体近似は十分よく成##と評価できる．一方，一辺 #の立方体に
!
%"&
&!
&
(&
"
&
$#
(!

り立つ．また，ガス密度は十分低いので，ガスの状態方程

含まれる質量は %!#$だから，その領域に作用する自己重力

式は理想気体のそれとしてよい．

の大きさはだいたい!%!#$!
##と見なせる．これら２つの力

さらに電磁力学的作用．星が誕生する前，それらの材料の大きさを比較し，自己重力が大きければこの領域は重力となる星間雲はたいてい電離している．紫外線や宇宙線の不安定，逆ならば安定であると見なすことができるのであ

電離作用のためである．一方，宇宙空間には多くの場合，る．ちなみに，圧力勾配と重力の大きさがつり合う長さを磁場が存在している．電離ガスが磁場中で運動すると電磁#求めてみると #'#!#!%!が得られる．これは，厳密に求(!

力学的作用を受ける．

めた場合より '$倍だけ小さいにすぎない．この長さをそして輻射輸送．先述のように，輻射はエネルギーや運

ジーンズ波長と呼ぶが，これは，自己重力と圧力がちょう動量を運ぶ．運動量の変化は力なので，これによって物質どつり合う長さであり，これよりも波長の大きな揺らぎは

は輻射圧を受ける．そしてそれによってガスの流れが変重力不安定になるのである．

わったり，ガス密度分布や天体の構造が変わったりする．

３．
３ 重力収縮ただしこれは，輻射圧が重力に匹敵するほど強い場合であ

前節でみたような重力不安定の結果，星間ガス雲は重力る．それは，密度が低い場合（すなわち重力が弱い場合）や収縮していく．しかし，ジーンズの解析のような一様なガ

極端に輻射が強い場合（輻射圧が強い場合）に起こる．一ス雲の場合，それが分裂してそのまま星を作ることはな

方，多くの場合において，エネルギー輸送機構として輻射

い．理論的には，最も成長率の大きなモードが卓越する結は重要な役割を演じている．輻射エネルギー輸送の結果と果として，シート状に分裂することがわかる（図１）．ジー

して輻射を受けたガス原子・分子が電離したり解離したりンズ波長の間隔で平行に並んだシート群ができるのであする．化学反応が促進されたりもする．また，ガスの温度る．しかしこのシートは，温度が一定である限り，ある厚が変わり，その結果としてガス圧が変化し，そうしてガスさまで縮むとそれ以上収縮しなくなる．平行平板状に分布の流れや構造が変わったりすることもある．

するガスがつくりだす重力は，シートからの距離によらず

３．
２ 重力不安定一定である．温度一定の場合，このような重力につり合う
圧力分布（密度分布）がいったんでき上がってしまうと，そ星形成においては，ガスが重力によって集まることが本れ以上収縮しなくなるのである．

質的に必要である．星間ガスが自身の重力によって集まり，空間的広がりが小さくなりながら密度が上昇する過程

すると次には，シートがフィラメント状に分裂するようは，重力収縮と呼ばれる．重力収縮は，星間ガスの重力不な重力不安定が発生する．ここでもまた，シートが直接星

安定の結果おこる．ここでは，重力不安定の物理を簡単にに分裂するのではない．シート上に平行に並んだフィラメ

説明しよう．

ント群ができる．そして一つ一つのフィラメントは，自己
２３６

Commentary

Radiation Transfer in Star Formation

T. Nakamoto

３．
４ 輻射過程輻射は電磁波だが，光子の集合ととらえることもできる．そして，その集合の性質をマクロに記述する際には分布関数 &を用いることができる．光子の分布関数 &は時間のほかに，空間内の位置（３次元）と運動量（３次元）を独立変数にもつ．運動量３次元は，光子の伝播方向の２次元とエネルギーの１次元と見なしてもよい．すると分布関数&は，ある位置において，ある方向に伝播する，あるエネルギーをもつ光子の数，という意味をもつことになる．実際には，輻射強度 #という物理量が用いられるこ と が 多
い．こ れ は，光 子 の 分 布 関 数 &に '$%を か け た も の（#$'$%#&）である．ただし，'はプランク定数，$は振動数，%は光速度である．光子１個のもつエネルギーが '$であり光子の伝播速度が %だから，輻射強度 #は，ある位
図１

星間雲の重力収縮過程．理論的には，３次元的に広がった
星間雲はまずシート上に分裂すると予測される．シートは次にフィラメント状に分裂する．さらにフィラメントが細くなっていき，最終的に分裂する．最終的な分裂の際には，温度上昇に伴う圧力上昇が必要である．

置において，ある方向に伝播する，ある波長をもつ輻射が単位時間に運ぶエネルギーという意味をもつことがわかる．輻射強度は時間を除き，位置（３次元）と伝播方向（２次元），および振動数（１次元）を独立変数にもつ．輻射強度 #は６次元位相空間上の関数なのである．

重力によって細くなっていく．今度は，温度が一定のまま

輻射強度は伝播と共に増減する．その様子を記述するもではいつまでたっても収縮は止まらない．このことを簡単のが輻射輸送方程式である．これは，光子の分布関数 &にな評価から確認しておこう．フィラメントの太さ（半径）を対するボルツマン方程式を輻射強度 #で書き換えたもので$とし，フィラメントの（長軸方向の）単位長さに含まれるある．多くの問題では流体速度は光速度に比べて桁違いに質量を #としよう．すると，フィラメントが等温のときは遅いから，輻射輸送方程式の時間微分項は無視できる．す"フィラメント内の圧力勾配は %$と評価できるのに対&!

ると，輻射輸送方程式は次のように表現される．

し，このフィラメントに作用する自己重力の大きさはおよκ&&%#κ$"κ&&!#%"&#$!%"κ$&!"
%
%(
#

そ"
"#!
$と評価できる．フィラメントの太さが細くなっても，その中に含まれている質量は一定（#が一定）であるこ（３）とに注意すると，等温である限り圧力勾配と自己重力の大ここで，(は光線方向にとった空間座 標，κａは 吸 収 係

きさの比は収縮中も一定であることがわかる．つまり，は数，κｓは散乱係数，! はプランク関数，" は方向を表す変じめに重力が圧力を上回っていたとすると，その後もずっ数である．第一項は，吸収や散乱による減光を表す．第二と重力が上回り続けるので収縮が止まらないのである．現項は，熱放射による輻射の増加．第三項は，散乱の結果，注

実には，いつか重力収縮は止まる．それは，フィラメント

目している方向に入ってくる輻射の効果を表している．式の温度が上がったときである．温度が上がると圧力の上昇（３）は一見，一階の常微分方程式のように見えるから簡単

が重力の上昇を上回り，最終的に圧力によって重力収縮がに解けそうに思える．しかし式（３）は，特定の伝播方向と停止する．

振動数をもつ #に対する式であることに注意しなければな

収縮が停止したフィラメントはその後どうなるだろう

らない．式（３）の第三項は，散乱によってあらゆる方向のか．今度は，フィラメントがソーセージのように分裂し，

輻射強度がカップルしていることを示している．さらに，

最後に星状の天体が誕生する．このような３次元的（球対物質はいま注目している方向や振動数以外の輻射強度を吸称に近い）収縮の場合には，ジーンズの解析の場合に近い収することによっても暖められるので，その結果として第結果になる．すなわち，領域の大きさを $とすると，圧力二項の ! が増加する．これは，あらゆる方向と振動数が"勾配の大きさが %$と評価できるのに対して自己重力大&!

カップルしていることを意味する．すなわち，６次元位相

きさが "&!$となり，収縮とともに圧力が強くなってやが空間上のある点における輻射強度は他の広い領域上の輻射て重力を上回り，重力収縮が止まる．

強度と関係し合っているので，局所的に解くことができな

以上のように天体の構造は，圧力と重力の兼ね合いで決いのである．このことが，輻射輸送計算を難しくし，膨大まる．そのような構造の空間的大きさは，ガスの温度にな計算量が必要となるのである．なお，空間に空間対称性

よっている．そしてガスの温度は，輻射輸送を介した加熱がある場合には位相空間の次元が小さくなる．例えば物質・冷却過程で決まっている．すなわち，天体の構造を決めの状態が１次元平行平板対称性をもつ場合には，位相空間

る上で輻射過程が重要な役割を担っているのである．さらは配位空間１次元と伝播方向１次元，および振動数１次元には，ここではガス圧しか考慮していなかったが，場合にの合計３次元になる．実際の輻射輸送数値シミュレーショ

よっては輻射圧がガス圧よりも大きくなる．そのような場

ンにおいてはこのような空間対称性を仮定したり，さまざ合には輻射が構造決定に直接的に関与する．

まな近似や簡単化を行ったりして計算を実行可能なものに
２３７

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.84, No.5 May 2008

介する．おうし座 T 型星と呼ばれる，共通の観測的特徴をしている．
輻射と物質の相互作用をミクロに見ると，それは，１個もつ一群の星がある．これらは，太陽程度の質量をもつ星の原子や分子が光子を吸収したり放射したりする過程であが誕生段階にある天体であると理解されている．重力収縮

る．光子１個は固有のエネルギー，運動量，スピンをもっの結果大半のガスは星を形成するにいたっているが，一ているが，原子も同様である．そして，原子が光子を吸収部，角運動量を持っていたガスは星の周りに円盤構造を形したり放射したりする際は，エネルギー・運動量・スピン成する．おうし座 T 型星はこのような天体で，円盤に取りの保存則が成り立つような制限を受ける．このため，原子囲まれた星である．ただしこれらの天体は地球から遠くにによる輻射の吸収や放射では，特定の波長をもつ放射，いあるので，直接円盤構造を見るのは容易ではない．そこでわゆる線スペクトル放射（ライン放射ともいう）が出入り

はじめは，天体は空間分解せず（できず），波長方向にだけすることになる．分子は原子よりも内部構造が複雑でエネ情報を分解するスペクトルエネルギー分布観測の結果など

ルギー状態も多数存在するので，分子による吸収・放射のからその構造を推定していた．おうし座 T 型星のスペクト

線スペクトル放射は原子のものよりも本数が多く，波長空ルエネルギー分布の特徴は，可視光付近のピーク（中心星間における間隔も狭くなっている．さらに多数の原子から本体による）と，赤外線からミリ波にかけてのなるダスト粒子では，エネルギー状態はさらに密に存在すある．超過とは，中心星が１つの温度の黒体放射をしているため，ダスト粒子によって吸収・放射される輻射は波長る場合に比べてずっと多い輻射が，それぞれの波長で出て方向にほとんど連続的に分布する．このような輻射は連続いることを指す．これは，このような波長の輻射を出す物

波と呼ばれる．

体が中心星の近傍に存在している（ゆえに空間分解できな超過

で星間雲の主成分は水素とヘリウムである．一方，銀河系い）ことを示唆している．その正体についてはさまざまな内の星間雲内にはシリケイトや氷，金属などからなるダス仮説が提唱されたが，多くの観測結果を総合し，結局，円ト粒子も存在している．それらの大きさは，0.1 μm 程度か盤であるとの認識に落ち着いた．

それ以下だ．それらの総質量は，水素・ヘリウムの総質量

ところがおうし座 T タウリ型星の中には，上記の解釈での 1％ ほどしかない．にもかかわらず，輻射輸送にとっては理解できないスペクトルエネルギー分布をもつものもあはダスト粒子の方が重要な役割を担っている．水素分子やる．遠赤外域までの超過が通常のものより多く，グラフ（横ヘリウムは原子・分子なので線スペクトル放射の放射・吸軸が波長，縦軸がフラックス）にするとほとんど収が主なのに対し，ダスト粒子は連続波で放射・吸収する

トので効率が高いのである．銀河系内の星形成を考えるときフラットスペクトルおうし座 T 型星と呼ばれるようになっは，輻射と相互作用する物質はダスト粒子だけとみなしてた．このように大きな超過を作り出しているものの正体によい．

ついて，いくつかの仮説が提唱された．多くのモデルでは，

フラッな分布をもつものである．グラフの形から，これらはダスト粒子が少ない星間雲というものもある．たとえば特異な性質を持つ円盤を仮定した．それに対し私たちは，

マゼラン星雲（私たちの銀河系の隣にある小さい銀河）で中心星とその周囲の円盤，そしてそれら全体を取り巻く薄は，水素ガスに対するダスト粒子の質量比が銀河系よりもいガスのエンベロープからなるモデルを考えた（Kikuchi,

小さい．あるいは，宇宙において最初に銀河が誕生した頃

Nakamoto and Ogochi［１］）．ここでの円盤は特異な性質をはダスト量は少なかった．そもそもダスト粒子は，超新星持っている必要はなく，標準的な円盤でよい．また，エン爆発など星の活動の結果として形成されるからである．こベロープの存在は，おうし座 T 型星が星間雲の重力収縮ののようなダスト粒子が少ない状況では，輻射と関与するの結果誕生したものであるというシナリオと整合的である．

は原子や分子などのガス粒子である．そしてこのような場

フラットスペクトル天体は，通常のおうし座 T 型星よりも合は，線スペクトル放射が重要になる．ただし，原子や分

少し若い段階にあるので星間雲の名残がエンベロープとし子しか存在しない状況でも，連続波が放射・吸収されるこて残っているのだと考えればよいのである．
このようなモデルを仮定し，輻射によるエネルギー輸送ともあることは注意しておく．
輻射輸送が関与する現象を理解する際に有用な物理量とを計算し，円盤やエンベロープ内部の温度を求めた．そしして，光学的厚さというものがある．空間内の２点を結ぶて，この系がどのようなスペクトルを出し，それがどのよ

線分を選び，その線分上を伝播する輻射を考える．この線

うに観測されるかを計算した．モデルのパラメータを変え分の幾何学的な長さを光子の平均自由行程で割ったものがながら計算を繰り返し，観測されたスペクトルとよく合う

光学的厚さである．これは，この線分上を１個の光子が伝場合を探した．そうして見つけた結果を図２に示す．図中，播するとき，平均何回くらい物質と衝突するかという目安▲印で示されているのが観測結果であり，実線が計算結果を与 え る．光 学 的 厚 さ が１以 上 だ と 光 学的 に 厚 い と 呼である．３本の実線は，系を観測する角度の違いに対応すび，１以下だと光学的に薄いと呼ぶ．それぞれ，不透明，透る．観測結果と計算結果がよく合っていることがわかるだ

明に対応する．

ろう．こうして見出した解を見ると，この天体は次のような構造をしていることがわかる．すなわち，通常のおうし４．星形成における輻射過程

座 T 型星と同様な中心星と円盤があり，その周囲をガスの

４．
１ フラットスペクトルをもつおうし座 T 型星の構造

薄いエンベロープが取り囲んでいるのである（図３）．中心

最初に，観測結果の解析に関わる輻射輸送問題の例を紹星から出た輻射はこのエンベロープで一部散乱されたり吸２３８

Commentary

Radiation Transfer in Star Formation

T. Nakamoto

収・再放射されたりする．それらの放射の一部は円盤の方

めには，円盤やエンベロープを含む空間内の輻射輸送を計向に伝播していく．すると円盤は，中心星から直接受け取算し，各部の温度を正確に求めなければならなかった．特る光の他に上空のエンベロープからも放射を受ける．そのに，エンベロープの密度が薄すぎず濃すぎず，適度に中心

結果円盤は，エンベロープがない場合に比べて輻射加熱を

星の光を散乱させつつ透過もさせる，というものであったより多く受けることになり，結果として温度が高くなり放から，余計に輻射輸送計算の精度が重要となる計算の例で射も大きくなるのである．こうして，通常の円盤よりも大ある．

きな放射を出している円盤の謎を解明することができた．

４．
２ フィラメント状雲の重力収縮

フラットスペクトルおうし座 T 型星は，星間雲からおうし

次に，流体運動と輻射輸送を同時に計算する輻射流体力

座 T 型星への遷移段階にある天体であると理解することが学計算の例を紹介しよう．第３．
３節で述べたフィラメント

できたのである．なお，このようなことを明らかにするた状の雲の太さが細くなっていく重力収縮過程のシミュレー
ションである．この過程では，第３節で述べたように，温度の変化が重要な役割を担う．わずかでも温度が上がると圧力上昇が重力の上昇を上回って収縮が止まるようになるのである．したがって，流体運動に伴う圧縮加熱と輻射エネルギー輸送を注意深く計算する必要がある．
星間雲の温度はどうやって決まっているだろう．星間雲への加熱は周囲の星からの輻射や宇宙線などであり，冷却は自身の放射である．これらがほぼつり合って，10 K から
数十 K 程度の温度になっている．では，星間雲が重力収縮したらどうなるだろう．ガスが圧力を受けつつ体積変化す
ると，仕事をしたり受けたりするから内部エネルギーが変化する．その結果，温度も変わるはずである．しかし一方で，放射による加熱や冷却が流体運動による加熱や冷却よりも速く起こると，結局温度はほぼ一定になるはずだ．

図２

このようなことを念頭において，私たちはフィラメント

フラットスペクトルおうし座 T 型星のスペクトル．観測デー
タはおうし座 HL 星のもので，▲で示されている．実線が計算結果で，観測角度が３
０度，４
５度，６
０度の場合のもの．

状雲の重力収縮過程を軸対称１次元輻射流体力学計算によって調べた．その結果を図４に示す．横軸は温度，縦軸は中心軸上の密度で，各実線はフィラメントの中心軸上の温度と密度の変化を示している．５本の実線は，初期条件の違い（8 K，10 K，20 K，40 K，80 K）に対応する．重力収縮の結果フィラメント状雲の半径は減少し，中心軸上の密度は上昇する．重力収縮は図４において，上方への移動として表現される．いくつかの実線において垂直な直線状部分が存在するのは，その間は温度が一定のまま密度だけが

図４

図３モデルの概念図．系は中心星と円盤，およびそれらを取り囲むエンベロープからなる．中心星からの輻射はエンベ
ロープによって散乱・吸収・再放射され，一部は円盤方向に伝播する．これによって円盤は，エンベロープがない場
合よりも多くの輻射を受け取る．このために円盤の温度は高くなり，円盤からの放射も大きなものになる．

２３９

フィラメント状雲の重力収縮過程における中心密度と温度の変化．横軸はフィラメントの中心軸上の温度，縦軸は密度を示す．５本の実線は初期条件の違いに対応する．収縮に伴って密度が上昇するので，重力収縮過程の進行は図上方への移動として見える．垂直な直線は，等温変化である
ことを示す．それに対し右上方向への変化は，密度上昇と温度上昇が起こっていることを示す．図には，加熱と冷却がつり合う臨界密度と，光学的厚さが１になる密度もあわせて示してある．

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.84, No.5 May 2008

上昇することを意味している．一方，ある程度密度が上昇の場合）もあるのである．

すると，進化の線は右斜め上に曲がる．これは，このあた４．
３ 大質量星の形成

りまで密度が上がると密度上昇とともに温度も上昇し始め

先の２例はいずれも，輻射のもつエネルギー輸送機構とることを示している．このような密度を臨界密度と呼ぶこしての役割が重要な場合であった．その結果ガスの温度がとにす る と，初 期 状態 の 温 度 が 高 い 場合（20 K，40 K，変わり，観測結果が違って見えたり，温度・圧力上昇に60 K）には，この臨界密度は初期温度によらずに一定によって重力収縮が停止したりした．

なっている．それに対し初期温度が低い場合（8 K，10 K）

ここではそれに対し，輻射圧が構造形成に直接関与するは，温度に依存している．これは次のように理解すること

例として大質量星の形成問題を紹介しよう．大質量星といができる．まず，初期状態においてある温度が設定されてうのは，太陽質量のおおよそ１０倍以上の質量をもつ星を指いるが，ここでは，周囲からの輻射による加熱とフィラメ

す．これらは大きな質量をもつがゆえに膨大な輻射エネル

ント状雲自身の輻射冷却がつり合ってそれぞれの温度になギーを放射している．その内部での重力が強いために圧力るように設定していることに対応する．これに対して星間と温度も高く，激しい核融合反応が起こっているからであ雲が重力収縮運動をすると，圧縮による加熱も加わってくる．現在知られている最も大きな星の質量は，太陽質量のる．圧縮加熱が輻射加熱よりも十分小さい間は，圧縮加熱

およそ１００倍である．このような天体が出している輻射エの効果は見えない．しかし，密度が上がると重力収縮がよ

ネルギーは，太陽のそれの１０万倍から１００万倍にもなる．大り速く進行するので，圧縮加熱の効果が大きくなる．そう質量星では放射エネルギーは質量の１乗から３乗に比例しすると，輻射も加えた全加熱が目に見えて増大してくる．

て増大するが，これは質量に対する重力の増大（１乗）よ

一方，冷却はどうか．冷却の効率は，星間雲が光学的に薄りも大きい．すわなち，輻射圧の効果は質量が大きい場合

い間は温度の４乗に比例する．光学的に厚くなると，温度ほど相対的に大きくなるのである．

の４乗に比例し光学的厚さに反比例するようになる．これ問題は，大質量星がどのようにして誕生するかである．

らを考慮して加熱と冷却がつり合う密度を評価すると，図太陽質量の数十倍もの質量を集めようとすると，その集積中に示した線を引くことができる．低温側で臨界密度が低途中ですでに星は強い放射を放つようになり，星に向かっいのは，低温では冷却効率が悪いことを反映している．高て落下する物質に対して強い輻射圧を及ぼしてしまう．中温側でも光学的厚さが大きくなって冷却効率は下がるが，心星質量が大きくなればなるほど放射圧は強くなるから，周囲からの加熱輻射が入ってくる効率も下がるので，それいずれ物質の集積は止まる（図５）．すると中心星はもはやらの効果は相殺する．さて，計算結果はまさにこうして見質量を増加させることができなくなる．これを，輻射圧障積もった臨界密度のあたりで温度上昇が始まることを示し壁と呼ぶ．適当な数値を用いて評価してみると，数十倍のている．すなわちこの温度上昇は，重力収縮に伴う圧縮加太陽質量程度以上の星はできないことになってしまう．

熱が輻射冷却を上回ることによって起こっているというこ

輻射圧障壁を乗り越えて物質が星に落下・付加するためとがわかる．（図４の初期温度 20 K，40 K，60 K の場合のには，流れの動圧が輻射圧を上回ればよい（Wolfire and振る舞いを少し説明しておこう．それぞれ臨界密度に近づ

Cassinelli［２］）．あるいは，何らかの理由でダスト粒子が少いたところで温度が上がり始めるが，それを過ぎると収縮なければよいとの説もある（Wolfire and Cassinelli［２］）．そがいったん停止する．しかしそれは平衡状態ではなく，今うすれば吸収する輻射が減るので，物質が受ける輻射圧も度は圧力による反発のために膨張をはじめる．そして，温度も密度も減少する．これは図４では，臨界密度をはさんでのループとして見える．しかし，ある程度膨らんで密度が下がると圧力も下がるので，ふたたび収縮運動に転じ，
右上に向かって動く．そして今度はもう少し高い密度まで収縮し，若干の温度の振動を経ながら少しずつ密度を上げていき，やがてほぼ平衡に達する．これが，右上端のジグザグである．）
星間雲の重力収縮が停止するのは，温度上昇に伴う圧力上昇のためである．温度の上昇が起こるのは，圧縮加熱が輻射冷却を上回るからである．従来，温度上昇が起こるのは雲の光学的厚さが１を超えて輻射冷却の効率が下がるからだという説明が多く見られた．しかしこれは誤りである．図４には，フィラメント状雲の光学的厚さが１になる
密度も示してある．これを見ると明らかなように，温度上昇が起こり始める臨界密度と光学的厚さが１になる条件と

図５は全く別のものである．温度上昇は光学的に薄い状況（初期温度 8 K と 10 K の場合）でも起こるし，光学的に厚くても等温の状況が継続する場合（初期温度 20 K，40 K，60 K
２４０

輻射圧障壁の概念図．大質量星では中心星の輻射が強いので，輻射圧が重力を上回ることがある．すると，それ以上物質が集積できないので中心星の質量増加が止まってしまい，大質量星が誕生できない．

Commentary

Radiation Transfer in Star Formation

T. Nakamoto

減少するからである．さらには，輻射圧と遠心力が効いた

らない．ここで，下の準位から上の準位への励起を起こす

結果として大質量星の周囲に円盤が形成され，円盤内は輻機構の一つが衝突である．だから，衝突が十分に起こって射を直接受けないから落下が可能だとする説もある（Yorke

いる場合には，高い準位からの遷移に伴う放射も十分にでand Sonnhalter［３］）．しかしこの場合も円盤の内縁では強るようになる．そして，このような放射の有無を観測する

い輻射を受けるわけだから，根本的な問題の解決にはなっことによって，衝突頻度，ひいてはガス密度を推定するこていない．あるいは円盤が重くなった結果重力分裂し，そとが可能になる．

の塊が中心に落下するという説もある（Krumholz，Klein

ガスの運動状態を知ることもできる．線スペクトル放射

and McKee［４］）．そのような天体になってしまえば，輻射

は線幅が狭いので，それを放射・吸収しているガス粒子の圧の効果はほとんど無視できるからである．全く別の考え動きに伴うドップラー効果の影響を受けやすい．線スペクとして，大質量星は中小質量星が合体してできるのではな

トル放射の波長のずれを観測すれば，そのガスの視線上のいかというものもある（Bonnell, Bate and Zinnecker［５］）．

速度がわかるのである．

これまでのところこれらはまだ十分には理解されておら以上のような情報を総合することによって，星間ガスのず，大質量星の形成は謎に包まれているとしかいえない．

温度や密度，速度などの物理状態を推定し，星形成の様子を探ることが可能になる．

５．実験室プラズマにおける輻射過程との関連
６．おわりに前節で紹介した例では，輻射と相互作用していたのはダスト粒子であった．一方，星形成過程にも原子・分子が関

本稿では星形成過程における輻射について，いくつかの与した線スペクトル放射は存在するし，一定の役割を担っ

例を交えて紹介した．一般に輻射はエネルギー輸送機構とている．それは，実験室プラズマにおける輻射過程と関連して，および圧力を作用させる機構として，天体形成に関していると思われるので，ここで簡単に紹介しておく．

与している．さらには，現象を観測する手段としての役割

５．
１ 加熱・冷却剤としての原子・分子もある．銀河系内星形成においては輻射と相互作用する物
8

低密度の星間ガス（たとえば，ガス分子数密度が 10 個

質はおもにダスト粒子なので，天体形成過程の物理を考え

m−3 など）では，ガス分子とダスト粒子の衝突が少なくな

る場合は連続波だけの議論でほぼよい．一方で，線スペクるため，両者の温度が一致しなくなる．ガスの温度は，ガトル放射の観測によって観測対象の物理状態を詳しく探る

ス自身の吸収と放射で決まるのである．このときガスの温こともできる．

度を決めるのに効いてくるのは，存在量や放射効率などか

天文学的な観測装置は今後も発展し，星形成などの現象

ら，O や C，Si などのイオンや原子，あるいは CO 分子などもより詳細に観測されるようになるだろう．特に，空間分である．これらが関与した輻射過程によって星間ガスの温解能の高い観測もされるようになることは重要な点であ度が決まり，それに応じて重力安定性などが決まってくる

る．そうすると，従来よりもはるかに複雑な構造が見えてことになる．

くるだろう．その時，観測結果を解釈して観測対象の正体

５．
２ 診断装置としての原子・分子を物理的に正しく理解するためにも，そしてそのような構

星間ガス中の原子・分子からの線スペクトル放射を観測

造の起源を物理的に議論するためにも，より詳細な輻射輸することによって，ガスの物理状態を探ることができる．

送計算が必要になってくる．それは作業としては大変なもガスの温度は，エネルギー準位の存在比から推定するこのになるが，輻射過程の理解と研究上の重要性がますますとができる．たとえば CO 分子には，回転が励起されてい増すということでもある．

ない基底状態や，回転が１単位分だけ励起されている第一励起状態，２単位分励起されている第二励起状態などがあ

参考文献

る．これらの状態間の遷移に伴って光子が放射されたり吸［１］N. Kikuchi, T. Nakamoto and K. Ogochi, Publ. Astron. Soc.
Japan 54, 589 (2002).
［２］M.G. Wolfire and J.P. Cassinelli, Astrophys. J. 319, 850(1987).
［３］H.W. Yorke and C. Sonnhalter, Astrophys. J. 569, 846(2002).
［４］M.R. Krumholz, R.I. Klein and C.F. McKee, Astrophys. J.
656, 959 (2007).
［５］I. Bonnell, M. R. Bate and H. Zinnecker, Mon. Not. R. Astron. Soc. 298, 93 (1998).

収されたりする．そして，そうした放射の強度比を測定す
ると各状態の存在比が推定できる．この存在比は，局所熱平衡が成り立っているときは温度と対応するはずである．
よって，複数の線スペクトル放射強度比の観測からガス温度が推定できるのである．
あるいは，密度を推定することも可能である．高い励起状態は，つねに下の準位に落ちようとしている．このとき遷移に伴って放射がでるが，このような放射が十分な量でるためには，下の準位から高い準位への供給がなければな

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Journal of Plasma and Fusion Research Vol.84, No.5 May 2008

用語解説
おうし座 T 型星
おうし座 T 型星を代表とする一群の星の総称．太陽程度の質量を持つ星の若い段階に相当する．天文学的観測によると，（１）
線スペクトル，（２）輻射スペクトルエネルギー分
布，（３）時間変動，（４）偏光，（５）発見場所，などに特徴がある．高密度な星間雲の中やその近傍に存在し（５），星本体はまだ誕生して間がなく，核融合反応を開始していない段階にあると考えられる（１，２）．その周囲にはまだガスや固体微粒子が残っており，そのために星からの光が不規則に遮られたり（３），偏光したり（４），あるいは通常の輻射スペ
クトルエネルギー分布とは異なるものになって見えたり（２）しているのだと考えられている．

!!!!!!!!!!!!!

なか

もと

たい

し

中 本 泰 史!!!!!!!!!!!!!

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１
９
９
３年東京大学大学院理学系研究科卒・博士（理学），同年 国立天文台（PD 学振），１９９
４年筑波大学物 理 学 系（助 手，講 師），
２００
６年東京工業大学理工学研究科地球惑星科学専攻（助教授，准教授）．主な研究分野は，宇宙物理学・
惑星科学．特に，星・惑星系形成過程や輻射輸送計算など．

!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!

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