星間雲は、主に水素などのガスと細かい塵で満たされた宇宙領域です。これらの構造は、星や惑星系の形成において重要な役割を果たします。密度、温度、化学組成は雲ごとに大きく異なり、その進化に影響を与えます。 これらの巨大な構造は、地球環境に比べて密度が極めて低いにもかかわらず、銀河の進化と宇宙の物質の循環において基本的な役割を果たしています。
星間雲は主に水素 (質量の約 70%)、ヘリウム (28%)、および天体物理学で「金属」とよく呼ばれるより重い元素 (2%) で構成されています。星間塵は総質量の約 1% にすぎず、主にケイ酸塩と炭素質粒子で構成されています。
これらの雲の密度は、\(^3\) あたり \(10^2\) から \(10^6\) 粒子/cm\(^3\) の範囲でかなり変化し、温度は 10 K から数百 K の範囲にあります。そのサイズは数十光年から数百光年に及ぶことがあり、最大のものでは質量が数百万の太陽質量に達します。
星間雲には、その物理的特性と外観に応じていくつかの種類があります。
拡散雲は、ガスが主に中性原子状水素で構成されている領域 (領域) です。こんにちは）。それらは密度が低く (10 ～ 100 原子/cm3)、周囲の星によって照らされることが多く、光の放射または反射によって見えるようになります。
とも呼ばれますボク小球, 暗雲は、星間塵が背景の星からの光を完全に遮る密度の高い寒い領域です。これらの不透明な雲は低質量星が形成される場所であり、収縮する前星核を抱えていることがよくあります。
名前に反して、惑星状星雲は惑星とは何の関係もありません。 これらは実際には、低質量から中質量の星が寿命の終わりに放出するガス状の外皮です。 これらの構造は、多くの場合対称的で重元素が豊富で、残留恒星核によってイオン化され、複雑で多様な形状を示します。
星の形成は、重力擾乱や衝撃波（超新星などによる）によって雲が局所的に圧縮され、過密度が生じるときに始まります。重力がガスの内圧を超えると、その領域は自重で崩壊します。
と呼ばれる星間雲の最も密度の高い領域分子コア、星のゆりかごです。 重力の影響下で、これらのコアは崩壊し、核融合が誘発されるまで密度と温度が上昇します。
星間雲の研究では、雲の種類や研究対象の物理過程に応じてさまざまな観測手法が使用されます。特定のスペクトル線を観察することで、ガスの化学組成、密度、温度、速度を決定することができます。
分子密度の高い領域については、主に電波やミリメートルの範囲で観測が行われます。アルマ望遠鏡これにより、数天文単位のスケールの詳細を解決することが可能になります。
| 雲の種類 | 密度 (粒子/cm3) | 温度(K) | 主要な構成 | 有名な例 |
|---|---|---|---|---|
| 拡散雲 | 10～100 | 50～100 | 原子状水素 | ライマン・クラウド |
| 暗雲 | 1000から10⁶ | 10～50 | 水素分子、塵 | 馬頭星雲 |
| 惑星状星雲 | 103から10⁴ | 5000～20000 | ヘリウム、水素、金属 | らせん星雲 |
出典:NASA/IPAC 銀河系外データベース、ESO – ヨーロッパ南天天文台、NASA スピッツァー宇宙望遠鏡。
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