星が生まれる直前、ガスは磁場を置き去りにして落ちていく。九州大学のチームが、おうし座の冷たい雲の塊でイオンと中性分子の速度差 秒速50メートルを測った

2026.10.29
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星は、ガスと塵の濃い塊が自分の重力でつぶれてできます。ただ、その塊には磁場が通っていて、磁場はつぶれるのを邪魔します。では、磁場に支えられた塊はどうやって崩れ始めるのか。九州大学 高等研究院のアルズマニアン・ドリス（Doris Arzoumanian）准教授らの国際チームが、おうし座にある星になる直前の塊で、ガスが磁場から「ほどけて」中心へ落ちていく兆候をとらえました。論文は2026年7月に Astronomy & Astrophysics に掲載され、九州大学が7月16日に日本語のプレスリリースを出しています。

磁場に縛られるものと、縛られないもの

星のもとになる塊は「前恒星（ぜんこうせい）コア」と呼ばれます。分子雲の中の細長い高密度の筋（フィラメント）の中にあって、太陽の数倍の質量のガスが、直径にして太陽系の数千倍ほどの範囲に集まったものです。温度は絶対温度で10〜30度、つまりマイナス260度前後しかありません。

このコアの中のガスは、ほとんどが電気を帯びていない中性の分子です。ところが、宇宙線に叩かれてごくわずかな分子が電離し、イオンになっています。ここで磁場が効いてきます。イオンは電気を帯びているので磁力線に沿ってしか動けず、磁場に「縛られた」状態です。一方、中性の分子は磁場を直接は感じません。

ふつうの状態では、イオンと中性分子が頻繁にぶつかるので、中性分子も間接的に磁場につなぎとめられ、ガス全体が磁場と一緒に動きます。磁場がコアの崩壊を邪魔するのは、この「つながり」のせいです。ところが、コアの中心のように密度が高く電離度が低い場所では、イオンが少なすぎて中性分子をつなぎとめきれません。すると中性分子だけが磁場を置き去りにして、重力に引かれて中心へ落ちていきます。これが「両極性拡散」と呼ばれる現象で、磁場の支えを弱めて崩壊を進めると理論では考えられてきました。

理論どおりなら、落ちていく中性分子は、磁場に縛られたイオンより速いはずです。つまり、イオンと中性分子の速度に差が出る。ただ、その差はごく小さいと予想され、星になる前のコアの内部でこれをはっきり測った例はありませんでした。

同じ場所を見る2つの分子を選ぶ

研究チームが狙ったのは、おうし座分子雲にある L1544 というコアです。地球から約140パーセク（約460光年）と近く、星になる直前のコアの「お手本」として長く観測されてきた天体です。観測にはスペイン南部にある IRAM の口径30メートルの電波望遠鏡を使いました。

比べる分子の選び方に工夫があります。イオンとして選んだのは、重水素化ジアゼニリウムイオン（N₂D⁺）。中性分子として選んだのは、重水素化アンモニア（para-NH₂D）です。どちらも「重水素化」とついているのがポイントで、こうした分子はコアの中心部の冷たく密度の高い場所でだけ増えます。外側の薄いガスの速度まで混ざってしまうと比較になりませんが、この2つなら、コアの同じ高密度の領域を見ていると考えてよい。研究チームはこの2つの分子が出す電波を観測し、場所ごとの速度の地図を作って重ね合わせました。

星が生まれる直前、ガスは磁場を置き去りにして落ちていく。九州大学のチームが、おうし座の冷たい雲の塊でイオンと中性分子の速度差 秒速50メートルを測った

秒速50メートルの差

結果は、コアの内側で平均して約0.05キロメートル毎秒、つまり秒速50メートルほどの速度差でした。中性分子のほうが、イオンより速く中心へ向かっていたのです。星のまわりのガスの動きとしては、ほとんど止まっているような値ですが、理論の予想と向きも大きさも合っていました。

研究チームは、この差をただ理論と見比べただけではありません。両極性拡散がどれだけ効くかは、ガスの「磁気抵抗」で決まり、磁気抵抗はコアの中の塵の粒の大きさに左右されます。小さな塵は電気を帯びやすく、イオンと中性分子の仲立ちをするので、塵が細かいほどガスは磁場に強くつなぎとめられます。逆に塵が合体して大きくなると、つなぎとめる力が落ちて両極性拡散が進みやすくなる。研究チームは、塵の成長を取り込んだ磁気抵抗の計算と観測を突き合わせ、L1544 で見えた速度差が、塵が成長した場合の両極性拡散として説明できることを示しました。

一方で、速度のばらつき（線幅）にはイオンと中性分子で有意な差が見られませんでした。研究チームはその理由として、L1544 では落下の速さが音速より遅いことや、コアの傾きによる見え方の効果を挙げています。また、2つの分子がわずかに違う領域を見ている可能性を完全には除けないことも、論文は正直に書いています。

塵の成長が、星の誕生のタイミングを決めている

この結果が示しているのは、「磁場がコアを支えきれなくなる瞬間」が、塵の粒の成長と結びついているということです。塵が育つほど磁場の支えは弱まり、コアは崩れやすくなる。つまり前恒星コアの段階で塵がどこまで成長するかが、いつ星に向かって崩壊が始まるかを調節しているらしい。研究チームは、イオンと中性分子の速度差を測ることが、コアの中の磁場の強さと塵の大きさの分布を知る新しい手がかりになると提案しています。

今後は、ほかの前恒星コアでも同じ観測を行って結果の普遍性を確かめるとともに、ALMA のような解像度の高い望遠鏡で、コアの内部で速度差がどう分布しているかを地図にする計画です。星が生まれる前の雲の中で何が起きているかを知ることは、やがてそこでできる惑星や、惑星に届く物質の成り立ちを追いかけることにもつながります。

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宇宙・天文
Astronomy & AstrophysicsIRAML1544おうし座分子雲両極性拡散九州大学前恒星コア星形成磁場電波天文学
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