Star Formation: From OB Association to Protostars

1.イントロダクション　 　これまでの研究の歴史。研究者にとり特に意外だったのは、収縮する 分子雲コアに収縮運動が検出されず、放出双極流ばかりが受かったこと であった。 　この論文では大局的な方向、渦状密度波、順次連続星形成、ＯＢ アソシエイションと星団の力学進化、初期質量関数などの研究と、 もう一つの微視的な方向、個々の天体の形成と初期進化の研究の二つ を合成して、アソシエイションと星団の進化に関する現在の理解と 分子雲中の若い個々の天体の進化に基づいて、恒星の初期進化の シナリオを提示する。可視ー赤外の広帯域測光の有用性を強調し、 真の原始星を見出し、星形成の謎を直接解き明かす見通しを述べる。 　２.アソシエイションの初期力学進化　 　初期の仮説　 　関心は膨張する星の集まりをどう作るかに集中した。 アンバルツミアン(1947) 　アソシエイションの年齢は 数10Myr で、銀河系よりずっと若い。 （ρAss < ρcrit = 0.1 Mo pc-3）は銀河系の潮汐力に対し対抗できない。 Opik（1953） 　超新星の膨張シェルが圧縮されてそこに星が生まれた。 Oort (1954) 　HII 領域の膨張で膨張ガス雲が作られ、その中で星が出来る。 　CO による分子雲の観測 　過去１０年の CO 観測から、アソシエイションは巨大分子雲 (50-100 pc, 104 - 105 Mo)から生ま れることが判った。巨大分子雲は 15 Mo pc-3 , 乱流圧 で支えていて、明らかに拘束系である。そこからどうして非拘束な アソシエイションが生まれるのか？ Deurr, Imhoff, Lada (1982) 　λ Ori OB, T アソシエイションの観測から新しいシナリオ。 　アソシエイションは低密度 HII 領域の中心に位置する。HII 領域は ほぼ円形のダストとガスのシェルに囲まれている。 　分子雲の中に生まれた若い星の HII 領域がアソシエイションの星が 生まれた分子雲をほぼ完全に吹き払ってしまった。シェルの質量と アソシエイションの質量から星形成効率は極めて低く 0.2 - 0.3 % である。これは比較的短期間（HII　領域の寿命）で大質量星が系を 拘束していた質量を吹き飛ばした事を意味する。これが非拘束系 のアソシエイションを産み出したのである。 　吹き飛ばしモデル　 　上のシナリオは理論的には以前から提唱されていた。 von Hoerner (1968) 　Ｏ型星は巨大ガス雲を吹き飛ばせる。 Whitworth (1979) 　星形成効率が 4 % なら普通の IMF だと O 型星で雲が破壊される。 Elmegreen, Lada (1977) 　sequential 星形成はもっと効率よく雲を散逸させる。 　新しいモデル　 　図１に新しいシナリオを図示した。 （１）初めに分子雲全体で総質量の約 1 % を消費する低質量星が生まれる。

図１．アソシエイション形成の漫画。 （２）その後どこかの時点で誕生した OB 星が周囲のガスを加熱・電離・散逸する。 （３）OB 星誕生は近傍星形成を中止させ、一方分子雲深部で OB 星誕生を促す。 （４）最終的に全複合体が散逸する。 分子雲の散逸が短期な為、誕生した星の運動を断熱的に調整する時間がなく、非拘束系 となってしまう。仮に調整に成功しても、恒星密度が低く潮汐破壊に耐えられない。 　速度分散　 　このシナリオの重要な予想は、膨張アソシエイションの速度分散は当初分子雲 内部での速度分散と同じくらい。数 km/s であるということである。Mathieu, Latham 1986 は λ Ori アソシエイションの速度分散が 2 km/s である ことを見出した。これは分子雲の典型的な速度巾である。

　３．星形成効率の重要性　

　４．原始星と YSO の進化　

４．１．YSO の SED　 　SED 分類　 　Ophiuchi 暗黒雲コア内の赤外天体の 1 - 20 μm 測光が得られた 。その SED log[λF(λ)] - log λ は 3 種類に分けられる。(Lada, Wilking 1984) I- 　2 μm より長波長側で上がる。可視では見えない。 II- 　黒体より幅広だが、平坦または 2 μm より長波長側で下がる。 　可視で見える。大抵 T Tau 星に分類。 III- 　赤化を受けた黒体 SED で近似できる。 　赤化補正した温度に対応するスペクトル型。 　スペクトル指数　 　スペクトル指数は、 　　　　　 a = dlog[λF(λ)]/dlog λ クラス I 　　0 < a < +3　 クラス II 　 -2 < a < 0　 クラス III 　-3 < a < -2　 SED 例は図２を見よ。興味深いのは、Ophiuchi 暗黒雲内の可視天体は 全てクラス II か III であったことである。可視で見えない天体は 全てクラス I であった。

　Ophiuchi 暗黒雲の YSO クラス　

クラス分けの普遍性　 　L1551 IRS 5 以外のサンプルは Ophiuchi の Lada Wilking 1984 からのものである。他の暗黒雲天体も類似かどうかは興味ある問題である。 少なくとも低質量 YSO はそのようである。 　逸脱サンプル　 　クラス分けは SED の連続変化に区切りを入れたもので、境界では どちらかは紛らわしい。また、二つコブのように単純な a で SED を 表わしきれないものもある。それらは大抵クラス I と II の境界付近の 星である。 図４．．典型的クラス II 天体。

図３．典型的クラス I 天体。 図５．．クラス III 天体。実線＝黒体フィット。H-K から赤化はほぼ 確実に決まるのでフィットは一意である。

　５．結論