天文学

最初の章で、薄いディスク、濃いディスク、星ハロを説明しました。 前節を振り返って、いくつかのパターンに注意してください。 薄い円盤には若い星があり、金属に富み、高速で銀河の中心を回っている。 ハローにある星は古く、水素やヘリウムより重い元素の存在量が少なく、楕円率の高い軌道をランダムに向きを変えて回っている（図1参照）。 ハローの星は、円盤や中央のバルジを突っ切ることもできるが、ほとんどの時間を銀河の平面よりずっと上か下で過ごしている。 厚い円盤の中にある星は、この両極端の中間的な存在です。 まず、なぜ年齢と重元素量に相関があるのかを見て、次にこれらの相関が銀河系の起源について何を語っているのかを見てみましょう。

2種類の星

2種類の星があるという発見は、第二次世界大戦中にヴァルター・バーデによって初めてなされました。 ドイツ人であったバーデは、他の多くのアメリカ人科学者のように戦争研究をすることが許されなかったので、南カリフォルニアのウィルソン山望遠鏡を定期的に利用することができたのです。 戦時中のロサンゼルスの停電で空が暗くなったことも、彼の観測を後押ししました。

大きな望遠鏡と暗い空が、バーデが注意深く調べることを可能にしたものの中に、我々の天の川銀河の隣人である他の銀河がありました。 他の銀河については、次の章（銀河）で説明しますが、ここでは、私たちの銀河系に最も近い（円盤と渦巻き構造が似ている）銀河が、その星座の名前をとってアンドロメダ銀河と呼ばれていることだけを述べておきます。 また、太陽近傍の渦状腕に見られる青白い星との色の違いにも注目した(図2)。 これに基づいて、彼は渦状腕の中の明るい青い星を集団I、ハローや球状星団の中のすべての星を集団IIと呼んだのです。 アンドロメダ銀河(M31)。 この隣の渦巻きは、中心に膨らみのある円盤銀河という点で、我々の銀河系とよく似ています。 中央の黄白色の星、外側の青く若い星、そして円盤の塵が、バルジからの光を遮っていることに注目しよう。 (credit: Adam Evans)

現在では、銀河系内の位置だけでなく、化学組成や年齢、銀河系中心を回る軌道運動も異なっていることが分かっています。 集団Iは円盤の中にのみ存在し、銀河の中心をほぼ円形に回る軌道をとります。 明るい超巨星、渦状腕に集中する高輝度の主系列星（スペクトル等級OとB）、若い散開星団のメンバーなどがその例である。 星間物質や分子雲は、人口I星と同じ場所に存在する。 これらの天体は銀河系全体に存在する。 円盤の中にあるものもありますが、多くは偏心楕円軌道を描き、銀河円盤の上空からハローへと運ばれていきます。 例えば、惑星状星雲に囲まれた星や、こと座RR星雲の変光星などが挙げられる。 現在では、星の進化について1940年代よりもずっと多くのことがわかり、星の年齢も特定できるようになりました。 人口Iには、さまざまな年齢の星が含まれています。 100億年前の星もあれば、現在も形成中の星もあります。 例えば、太陽は約50億年前の星ですが、これは人口Iの星です。 しかし、オリオン大星雲にあるような、ここ数百万年の間に形成された若い大質量星も同じです。 一方、人口IIは、銀河の歴史のごく初期に形成された古い星ばかりで、典型的な年齢は110億年から130億年です。

また、現在では星の組成もよく分かっています。 これは星の詳細なスペクトルの分析に基づいている。 ほぼすべての星は、そのほとんどが水素とヘリウムで構成されているようですが、重い元素の存在比は異なっています。 太陽などの人口I型星では、重元素（水素とヘリウムより重い元素）は全質量の1〜4％を占めている。 銀河系ハローの外側や球状星団の中にある人口II星は、重元素の存在量が非常に少なく、太陽の100分の1以下、稀にはさらに少ないこともある。 例えば、現在発見されている最古の人口II星は、鉄の量が太陽の1000万分の1以下です。

以前の章で述べたように、重元素は星の内部の奥深くで作られます。 重元素は星の内部で作られ、星が死ぬと銀河系にある原料に加えられ、その原料は新しい世代の星にリサイクルされる。 このように、時間の経過とともに、重元素を大量に持つ星が誕生していくのです。 水素やヘリウムより重い元素の存在量が少ないときに形成されたのが、人口II型星。 その後、第一世代の星が死滅して質量が減少し、星間物質中に水素やヘリウムよりも重い元素を含むようになった後に、人口I型星が誕生した。

現実の世界

稀な例外を除いて、世界を2つのカテゴリーに分けるような理論は、決して信用してはいけない。 仮説や実験の出発点にはなりえますが、多くの場合、単純化しすぎていて、研究を続けるうちに洗練されていく必要があります。 2つの集団という考え方は、銀河系に関する私たちの最初の考えを整理するのに役立ったが、今では私たちが観察していることすべてを説明することはできないことがわかっている。 銀河の円盤、ハロー、バルジという異なる構造でさえ、その位置、年齢、中の星の重元素含有量などの点で、それほどきれいに分離できるわけではありません。 最も高温の若い星とそれに付随するガスや塵の雲は、ほとんどが約300光年の厚さの領域にある。 年老いた星は、約3000光年の厚さの円盤を定義している。 ハローと呼ばれる星は、ほとんどの時間を円盤の上か下で過ごしていますが、楕円軌道を描いて円盤を通過するため、太陽の比較的近くに存在することもあります。 バルジには高温で若い星もいくつかありますが、ほとんどの星は100億年以上前のものです。 しかし、同じような年齢のハロー星とは異なり、バルジ星に含まれる重元素の量は太陽とほぼ同じである。

天文学者は、天の川銀河が形成された直後に、混雑した核のバルジで非常に急速に星の形成が起こったと考えます。 数百万年後、最初の世代の大質量かつ短寿命の星が、超新星爆発で重元素を放出し、それによって後続の世代の星が濃縮されたと考えられています。 このように、100億年以上前にバルジで形成された星でさえ、重元素を十分に含んだ状態でスタートしたのです。

地球の南半球から見える天の川の近くの小さな銀河、小マゼラン雲では、まったく逆のことが起こりました。 この銀河では、最も若い星でさえ重元素が不足しているのです。 これは、この小さな銀河が特に混雑していないため、星の形成がかなりゆっくり行われたためだと考えられます。 その結果、超新星爆発が比較的少ないのです。 また、超新星爆発によって排出されたガスを再利用するために、小さな銀河はガスを保持し続けることが困難です。 低質量の銀河は重力が小さく、超新星爆発で放出された高速のガスは簡単に逃げてしまうのです。

このように、星がどの元素を持つかは、その星が銀河の歴史の中でいつできたかだけでなく、その星ができるまでに銀河の中でどれだけの星が寿命を終えていたかに左右されます。 重元素の少ない古い星は人口II星と呼ばれ、ハローや球状星団に存在する。 人口I星は球状星団やハロー星よりも重元素を多く含み、一般に若く、円盤に存在し、特に渦状腕に集中している。 太陽は人口Iのメンバーである。人口Iの星は、前の世代の星が重元素を生成し、星間物質に放出した後に形成された。 バルジ星は、そのほとんどが100億年以上前の星ですが、重元素の量が異常に多く、おそらくこの高密度な領域に多くの第一世代の星があり、それらがすぐに次の世代の星に重元素の種をまいたためと思われます。

重元素を含む星で、一般に若く、円盤内に存在する

population II star。

重元素の含有量が非常に少ない星で、銀河系全体に存在する

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