太陽を始めとする恒星（星）は、材料となる分子ガスが雲のように集まった分子雲の中でも、特に分子ガスの密度の高い場所“分子雲コア”で生まれます。
分子雲コアには磁力が働いていて、星が誕生する過程で磁束として分子雲コアのガスとともに星に持ち込まれます。
でも、磁束をすべて持ち込んでしまうと超強力な磁力を持つ星になってしまい観測事実と合わなくなってしまいます。
では、磁束を捨て去る仕組みは、どのようになっているのでしょうか？
このことは磁束問題と呼ばれ、研究者の間で40年以上にわたり議論されていています。
これまでは、磁気拡散という効果によって、星の周りの円盤から磁束のみがジワジワと染み出すように抜けていくと考えられていました。
今回の研究では、地球から約450光年と星の誕生現場としては最も近いおうし座分子雲にある、“MC 27”という分子雲コアに潜む赤ちゃん星（原始星）をアルマ望遠鏡を用いて観測。
その結果、原始星を取り巻く円盤から、数天文単位の大きさを持つ“棘（とげ）”のようなものが世界で初めて見つかりました。
このような結果は、当初予測していなかったもの。
そこで、研究チームが理論研究との比較から着目したのは、“交換型不安定性”という現象でした。
この現象では、円盤の縁に磁力が集中した際に重力中心の原始星から外側に向かう浮力が働き、突発的な爆発現象のようにして短時間で磁束が放出されます。
この磁束の輸送機構は、これまで考えられていたものとは全く異なるもの。
短いタイミングで一気に磁力を外に追いやることから、ほこりやウイルスを空気とともに一気に押し出す人間の“くしゃみ”にも似ていました。
さらに、この不安定性が起こった瞬間に、磁束が円盤の外側に飛び出してガスの空洞が作られます。
棘は空洞の周りのリング状のガスのうちの濃い部分が観測されたものだと考えられ、磁束が飛び出す現場をとらえたものと解釈できます。
また、過去に観測されていた原始星から数千天文単位に渡るより大きい弓状のガスが、この棘と同様の特徴や空洞のように見えることから、複数回“くしゃみ”をして磁束が円盤から吐き出された可能性も同時に浮かび上がりました。
この“MC 27”で見つかっていたような弓状ガス雲と似たような特徴は、いろんな星の赤ちゃんで頻繁に見つかりつつあります。
なので、この“くしゃみ”をする条件を詳しく調べることにより、原始星自身の成長過程や、その周りにある惑星の起源物質の理解が急速に進むことが期待されます
赤ちゃん星の誕生と磁力線が束ねられた磁束
星間空間に撒き散らされた原子やチリ（星間ガス）が集まって雲のようになったとき、周囲からの紫外線（星間紫外線）が内部まで届かなくなると、紫外線によって分子が壊されなくなるので、原子から分子が作られ始めます。
そのような雲を“分子雲”と呼び、数光年～数十光年と様々な大きさのものがあります。
分子雲の中で、自己重力でガスやチリが集まってできた高密度な場所を分子雲コアと呼び、いわゆる星の卵（種）に相当するんですねー
その分子雲コアがさらに収縮することで、太陽のような恒星や、それよりもさらに重い星（大質量星）その連星が誕生します。
分子雲コアには磁力が働いていて、磁力線に貫かれていると考えられています。
分子雲コアが収縮して原始星（赤ちゃん星）誕生の際には、磁力線が束ねられた磁束（※1）も一緒に持ち込まれます。
なので、星が誕生する過程で磁束を外に捨て去る必要があります。
では、この磁束を捨て去る仕組みは、どのようになっているのでしょうか？
このことは“磁束問題”と呼ばれていて、研究者の間で盛んに議論が行われてきました。
これまでは、重力で星の赤ちゃんにガスが集まる時間と同じくらいの長い時間尺度で、円盤を通して一定の割合でジワジワと磁束が抜かれて磁力が弱まっていくという考え方が主流でした。
短いタイミングで一気に磁束を放出する現象
今回の研究では、地球から約450光年と星の誕生現場としては最も近いおうし座分子雲にある、“MC 27”という分子雲コアに潜む原始星（赤ちゃん星）を観測。
これまでの考え方とは異なり、一気に磁束を捨て去ったと思われる特徴を発見しています。
アルマ望遠鏡（※2）を用いて非常に高い解像度の観測を行うことで、原始星周辺の円盤（※3）から数天文単位の大きさを持つ“棘（とげ）”のようなものが見つかります。（図1，2）
このような結果は、当初予想していなかったものでした。
短いタイミングで一気に磁束（磁力）を放出することから、ほこりやウイルスを空気とともに一気に押し出す人間の“くしゃみ”にも似ていました。
この不安定性が起こった瞬間にガスの空洞が作られ、その空洞の端の濃い淀みのガスが“棘”として見られていると考えられます。（図2，3）
この“棘”は、まさに磁束が抜ける現場をとらえたものと言えます。
また、この“MC 27”で観測されていたものに、数千天文単位に渡った弓状のガス雲があります。
これは、過去の“くしゃみ”によって生じた空洞が音速（毎秒200メートル）程度で成長した結果生じた構造と考えられ、過去に複数回“くしゃみ”をしていた可能性も浮かび上がりました。
星の赤ちゃんの“産声”と“くしゃみ”
星の誕生を理解するためには、星の卵の回転の勢いと磁束を捨て去る“角運動量問題”と“磁束問題”という２つの大きな問題を解決する必要があることが、40年以上前から指摘されています。
星の回転を弱める角運動量問題と密接に関係している、原始星円盤の上下に噴き出すガスのアウトフローは、星の赤ちゃんの“産声”として良く知られていました。
今回、新たに明らかになった磁束を直接放出する“くしゃみ”は、磁束問題の解決に大きなヒントを与えてくれるはずです。
また、この“MC 27”で見つかっていたような大きな弓状構造自体は、近年いろんな星の赤ちゃんで頻繁に見つかりつつあることから、研究者の予想を超えて“くしゃみ”は頻繁に起こっているのかもしれません。
この“くしゃみ”をする条件を、スーパーコンピュータを使った理論計算や、アルマ望遠鏡を用いて他の赤ちゃん星周りのガス分布をさらに詳しく調べることにより、赤ちゃん星の形成過程や惑星の素（原始星円盤及びその中に含まれている微粒子などの物質の特徴）の理解が急速に進むことが期待されます。
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分子雲コアには磁力が働いていて、星が誕生する過程で磁束として分子雲コアのガスとともに星に持ち込まれます。
でも、磁束をすべて持ち込んでしまうと超強力な磁力を持つ星になってしまい観測事実と合わなくなってしまいます。
では、磁束を捨て去る仕組みは、どのようになっているのでしょうか？
このことは磁束問題と呼ばれ、研究者の間で40年以上にわたり議論されていています。
これまでは、磁気拡散という効果によって、星の周りの円盤から磁束のみがジワジワと染み出すように抜けていくと考えられていました。
今回の研究では、地球から約450光年と星の誕生現場としては最も近いおうし座分子雲にある、“MC 27”という分子雲コアに潜む赤ちゃん星（原始星）をアルマ望遠鏡を用いて観測。
その結果、原始星を取り巻く円盤から、数天文単位の大きさを持つ“棘（とげ）”のようなものが世界で初めて見つかりました。
このような結果は、当初予測していなかったもの。
そこで、研究チームが理論研究との比較から着目したのは、“交換型不安定性”という現象でした。
この現象では、円盤の縁に磁力が集中した際に重力中心の原始星から外側に向かう浮力が働き、突発的な爆発現象のようにして短時間で磁束が放出されます。
この磁束の輸送機構は、これまで考えられていたものとは全く異なるもの。
短いタイミングで一気に磁力を外に追いやることから、ほこりやウイルスを空気とともに一気に押し出す人間の“くしゃみ”にも似ていました。
さらに、この不安定性が起こった瞬間に、磁束が円盤の外側に飛び出してガスの空洞が作られます。
棘は空洞の周りのリング状のガスのうちの濃い部分が観測されたものだと考えられ、磁束が飛び出す現場をとらえたものと解釈できます。
また、過去に観測されていた原始星から数千天文単位に渡るより大きい弓状のガスが、この棘と同様の特徴や空洞のように見えることから、複数回“くしゃみ”をして磁束が円盤から吐き出された可能性も同時に浮かび上がりました。
この“MC 27”で見つかっていたような弓状ガス雲と似たような特徴は、いろんな星の赤ちゃんで頻繁に見つかりつつあります。
なので、この“くしゃみ”をする条件を詳しく調べることにより、原始星自身の成長過程や、その周りにある惑星の起源物質の理解が急速に進むことが期待されます
この研究は、九州大学大学院理学研究院地球惑星科学部門 学術研究員/特任助教、および国立天文台アルマプロジェクト 特任助教の徳田一起さんたちの研究チームが進めています。
本研究の成果は、アメリカの雑誌“The Astrophysical Journal”に2024年4月11日（木）午後6時（日本時間）に掲載されました。
本研究の成果は、アメリカの雑誌“The Astrophysical Journal”に2024年4月11日（木）午後6時（日本時間）に掲載されました。
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| 図1．アルマ望遠鏡の観測に基づいて描いた星の赤ちゃんから“くしゃみ”によって磁束が放出される様子（イメージ図）。星の赤ちゃんは明るい円盤の中心。その円盤の端から磁束が放出される瞬間を表している。（Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO） |
赤ちゃん星の誕生と磁力線が束ねられた磁束
星間空間に撒き散らされた原子やチリ（星間ガス）が集まって雲のようになったとき、周囲からの紫外線（星間紫外線）が内部まで届かなくなると、紫外線によって分子が壊されなくなるので、原子から分子が作られ始めます。
そのような雲を“分子雲”と呼び、数光年～数十光年と様々な大きさのものがあります。
分子雲の中で、自己重力でガスやチリが集まってできた高密度な場所を分子雲コアと呼び、いわゆる星の卵（種）に相当するんですねー
その分子雲コアがさらに収縮することで、太陽のような恒星や、それよりもさらに重い星（大質量星）その連星が誕生します。
分子雲コアには磁力が働いていて、磁力線に貫かれていると考えられています。
分子雲コアが収縮して原始星（赤ちゃん星）誕生の際には、磁力線が束ねられた磁束（※1）も一緒に持ち込まれます。
※1．分子雲コアのガスは部分的に電離していて、ガスは磁場とお互いに影響を及ぼし合いながら運動することが分かっている。このことをガスと磁場は（強く）結合しているという。また、この場合、磁場をひものように考えることができ、それらを束ねたものを磁束という。
でも、この磁束を全部持ち込んでしまうと、現在の太陽や知られている原始星が持つものよりも何桁も大きい磁力（1000万ガウス）が発生してしまいます。なので、星が誕生する過程で磁束を外に捨て去る必要があります。
では、この磁束を捨て去る仕組みは、どのようになっているのでしょうか？
このことは“磁束問題”と呼ばれていて、研究者の間で盛んに議論が行われてきました。
これまでは、重力で星の赤ちゃんにガスが集まる時間と同じくらいの長い時間尺度で、円盤を通して一定の割合でジワジワと磁束が抜かれて磁力が弱まっていくという考え方が主流でした。
短いタイミングで一気に磁束を放出する現象
今回の研究では、地球から約450光年と星の誕生現場としては最も近いおうし座分子雲にある、“MC 27”という分子雲コアに潜む原始星（赤ちゃん星）を観測。
これまでの考え方とは異なり、一気に磁束を捨て去ったと思われる特徴を発見しています。
アルマ望遠鏡（※2）を用いて非常に高い解像度の観測を行うことで、原始星周辺の円盤（※3）から数天文単位の大きさを持つ“棘（とげ）”のようなものが見つかります。（図1，2）
このような結果は、当初予想していなかったものでした。
※2．日本を含む22の国と地域が協力して、南米チリのアタカマ砂漠（標高5000メートル）に建設されたのが、アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計（Atacama Large Millimeter/submillimeter Array = ALMA：アルマ望遠鏡）。人間の目には見えない波長数ミリメートルの“ミリ波”やそれより波長の短い“サブミリ波”の電波を観測する。高精度パラボラアンテナを合計66台設置し、それら全体をひとつの電波望遠鏡として観測することができる。
※3．分子雲コアはわずかに回転しているので、その回転軸に垂直な向きに円盤“原始星円盤”が形成される。進化が進み、原始星への降着が弱くなった状態を“原始惑星系円盤”と呼び、円盤にあるチリやガスが惑星の材料となる。
円盤中は低温でガスの密度が濃いので、ガスの電離の度合いが非常に弱くなっている。そのため、ガスと磁場はほとんどお互いに影響を及ぼし合わない。そのことをガスと磁場は非常に弱く結合している、または結合が破れているという。そのため、ガスの運動とは独立に磁場はオーム散逸や両極性拡散という効果によって円盤中を広がっていく。
そこで、研究チームが理論的な研究との比較から着目したのは、磁気流体における“交換型不安定性”（※4）という現象でした。※3．分子雲コアはわずかに回転しているので、その回転軸に垂直な向きに円盤“原始星円盤”が形成される。進化が進み、原始星への降着が弱くなった状態を“原始惑星系円盤”と呼び、円盤にあるチリやガスが惑星の材料となる。
円盤中は低温でガスの密度が濃いので、ガスの電離の度合いが非常に弱くなっている。そのため、ガスと磁場はほとんどお互いに影響を及ぼし合わない。そのことをガスと磁場は非常に弱く結合している、または結合が破れているという。そのため、ガスの運動とは独立に磁場はオーム散逸や両極性拡散という効果によって円盤中を広がっていく。
※4．交換型不安定性は磁気流体不安定の一つで、磁場の強さとガスの密度（またはガスの圧力）の比が重力の方向に対して急激に変化することで起こる。
今回のような星の赤ちゃんが誕生する現場では、原始星円盤の縁で磁力が急に変化し強い場所ができ、浮力と類似した機構によって磁束が円盤の外部へ放出される。
この現象は、円盤の縁に磁束が集中した際に、原始星から離れる方向に浮力が働く現象。今回のような星の赤ちゃんが誕生する現場では、原始星円盤の縁で磁力が急に変化し強い場所ができ、浮力と類似した機構によって磁束が円盤の外部へ放出される。
短いタイミングで一気に磁束（磁力）を放出することから、ほこりやウイルスを空気とともに一気に押し出す人間の“くしゃみ”にも似ていました。
この不安定性が起こった瞬間にガスの空洞が作られ、その空洞の端の濃い淀みのガスが“棘”として見られていると考えられます。（図2，3）
この“棘”は、まさに磁束が抜ける現場をとらえたものと言えます。
また、この“MC 27”で観測されていたものに、数千天文単位に渡った弓状のガス雲があります。
これは、過去の“くしゃみ”によって生じた空洞が音速（毎秒200メートル）程度で成長した結果生じた構造と考えられ、過去に複数回“くしゃみ”をしていた可能性も浮かび上がりました。
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| 図2．（a）過去の観測で明らかになっていた、原始星を取り巻く弓状ガス雲。画像はHCO+分子からの電波強度を示す。（b）アルマ望遠鏡の最高解像度観測によって原始星の近傍をより詳しく観測した結果。画像は濃いガスに含まれるチリからの電波を表す。原始星円盤に付随する棘（とげ）のような特徴が見られる。（c）図1のイメージ図と（b）の観測を比較・対応させ、各部位の説明を重ねたもの。（Credit: (a), (b) ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), K. Tokuda et al, (c) ALMA (ESO/NAOJ/NRAO） |
星の赤ちゃんの“産声”と“くしゃみ”
星の誕生を理解するためには、星の卵の回転の勢いと磁束を捨て去る“角運動量問題”と“磁束問題”という２つの大きな問題を解決する必要があることが、40年以上前から指摘されています。
星の回転を弱める角運動量問題と密接に関係している、原始星円盤の上下に噴き出すガスのアウトフローは、星の赤ちゃんの“産声”として良く知られていました。
今回、新たに明らかになった磁束を直接放出する“くしゃみ”は、磁束問題の解決に大きなヒントを与えてくれるはずです。
また、この“MC 27”で見つかっていたような大きな弓状構造自体は、近年いろんな星の赤ちゃんで頻繁に見つかりつつあることから、研究者の予想を超えて“くしゃみ”は頻繁に起こっているのかもしれません。
この“くしゃみ”をする条件を、スーパーコンピュータを使った理論計算や、アルマ望遠鏡を用いて他の赤ちゃん星周りのガス分布をさらに詳しく調べることにより、赤ちゃん星の形成過程や惑星の素（原始星円盤及びその中に含まれている微粒子などの物質の特徴）の理解が急速に進むことが期待されます。
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| 図3．交換型不安定性前後のガスと磁束分布の変化。“くしゃみ”が起こる前は円盤の縁に磁場が拡散していき、降り積もってきたガスがさらに磁束を持ち込むので、円盤の端で相対的に磁場が強い場所ができる。円盤の縁に磁力が集中した際に、重力中心の原始星から外側に向かう浮力が働き、突発的な爆発現象のようにして短時間で磁束が放出される。（Credit: National Astronomical Observatory of Japan） |
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