星形成
星形成（ほしけいせい、英: star formation）は、高密度の分子雲が重力で収縮して球状のプラズマとなり恒星が形成される過程のことをいう。星形成研究は天文学の一分野であり、星形成の前段階としての星間物質・巨大分子雲の研究や、その生成物としての若い恒星や惑星形成の研究とも関連する分野である。星形成の理論は一恒星の形成ばかりではなく、連星の統計的研究や初期質量関数を説明するものでもある。 星形成に関する現在の理論によれば、分子雲のコア（高密度領域）は重力的に不安定で断片化し、収縮を始める（自発的星形成）か、超新星爆発などのような高エネルギーを発生する天文現象の衝撃波が引き金になって（誘発的星形成）付近の星雲で星形成が始まる。この重力収縮の段階で重力エネルギーの一部は赤外線で放射され、残りは収縮が加速する物体の中心部で温度を上昇させる。物質の降着は星周円盤形成の過程でも進行する。密度と温度が十分に上昇すると重水素の核融合がはじまり、これにより発生する電磁波の輻射圧で収縮の速度は低下する（が停止はしない）。星雲を構成する物質は次々と原始星に降着する。この段階で双極分子流が発生するが、その原因は降り注ぐ物質の角運動量の影響とみられる。最後に原始星の核で水素が核融合を始めると、これを取り巻く物質が吹き払われる。 原始星は成長過程でHR図上の林トラックを辿る[1]。収縮は林トラックの末端まで続くが、その後はケルビン・ヘルムホルツ収縮の時間尺度で収縮が継続し温度は安定する。この段階で0.5太陽質量未満の恒星は主系列に合流する。これより質量が大きな原始星は、林トラックの終わりから靜水圧平衡に近い状態でゆっくり収縮を続け、ヘニエイトラックに移行する[2]。 星形成の過程と段階は1太陽質量程度以下ではよく解明されている。しかし大質量星では星形成過程の時間が星の進化の時間スケール全体からみて短期間に過ぎず、その過程そのものもまだ十分わかっていない。原始星が成長して主系列に合流して以後の進化は恒星進化論の研究領域となる。 星形成の鍵を握る元素は、可視光域ではなく電波領域でのみ観測が可能である。分子雲の構造と原始星の影響は、1)近赤外域の減光量マップ（減光がある領域と減光がない近隣領域で単位視野面積あたりの恒星数を比較する）、2)星間塵の熱放射、3)COその他の分子の回転遷移による観測が可能である。2)、3)はミリ波帯やサブミリ波帯で観測される。原始星や若い星の電磁波放射は、赤外線天文学が対象とする波長域で観測されるが、これはこれらが形成される分子雲による減光がかなり大きく、可視光域で観測するのはまず無理だからである。分子雲は200-450μmに透明な窓があるほかは20-850μmまでのほぼ全域で不透明であり、観測には困難が伴う。この領域以外でも減光分を補償する何らかの手法が不可欠となる。各恒星の形成形態を直接観測できるのは銀河系内に限られ、それ以外の銀河における星形成は、特殊手法による質量スペクトル観測で検出されてきた。
理論的大枠
観測オリオン大星雲（M42）は星形成が進行する代表的領域である。星雲を明るく照らす若い大質量星から星が芽吹くゆりかごとなる高密度ガス柱までをみることができる。この不安定な星形成領域は天文学上もっともドラマチックで天体写真の被写体になりやすいもののひとつである。
研究の節目をつくった主な天体
はくちょう座V1478星は1978年に発見された。誕生後わずか1000年と推定される。地球から1万光年離れているので、現在の実年齢は1万1000年である。
