宇宙物理学：金属量の少ない矮小銀河WLM内の一酸化炭素によって明らかになった高密度のガス雲のコア

星の誕生を理解するには、それらが形成されるガス雲の観測が必要である。こうしたガス雲は、高密度で自己重力相互作用しており、これまでの全ての観測では、それらは分子雲であって、H₂が支配的な分子種であり、一酸化炭素（CO）が利用できる最良のトレーサーである。原始銀河や局所矮小不規則銀河のように、炭素と酸素の存在度が水素の存在度と比べて低く、塵による不透明度も低い場合、COはゆっくりと生成され、容易に破壊されるため、高密度の雲の内部にCOが集積するのは難しい。本論文では、局所矮小不規則銀河であるウォルフ・ルントマルク・メロッテ（WLM）銀河におけるCO雲の干渉計による観測について報告する。WLM銀河の金属量は太陽の金属量の13％で、これまでのCOの検出限界より50％少ない。ガス雲は、周辺の原子やH₂のエンベロープに比べて小さいが、天の川銀河におけるCO雲に典型的な密度と柱密度を持つ。CO密度が典型的であることから、矮小不規則銀河内で形成されている星団の密度が、巨大な渦巻銀河内の星団と類似している理由が説明される。ガス雲の質量が小さいことは、宇宙空間のガス雲や他の銀河の衝突のような、何らかの銀河規模の圧縮が起こらないかぎり、こうした星団の質量も小さいことを示唆している。一般に考えられているように、天の川銀河のハロー内の大質量で金属量の少ない球状星団が矮小銀河内で形成されたとするなら、球状星団の形成は、おそらくそうした衝突によって引き起こされたと考えられる。

目次へ戻る