ジーンズ不安定性のソースを表示

{{出典の明記|date=2017年6月17日 (土) 06:36 (UTC)}}
{{星形成}}
'''ジーンズ不安定性'''（ジーンズふあんていせい、{{lang-en-short|Jeans instability}}）は、[[星間雲|星間ガス雲]]収縮の原因であり、その結果として[[星形成]]を誘発する。ある領域のガスの圧力が[[重力]]による収縮を妨げるほど高くない場合にこれは発生する。ガス雲が安定であるためには、次の[[流体静力学]]方程式を満たさなければならない。

:<math>\frac{\mathrm dp}{\mathrm dr}=-\frac{G\rho M_\mathrm{enc}}{r^2}</math>,

ここで {{math|''M''<sub>enc</sub>}} は領域のガスの[[質量]]、{{Mvar|p}} は[[圧力]]、{{Mvar|G}} は[[万有引力定数]]、{{Mvar|r}} は（ガス球の）半径である。この方程式は多少の[[摂動 (天文学)|摂動]]なら減衰してしまう場合には成立し、摂動が増幅する場合には成立しない。一般に星間雲は、所与の[[温度]]に対して質量が大きすぎても、所与の質量に対して温度が低すぎても、いずれの場合でも重力が、それに拮抗しようとするガス圧に勝り不安定化する。

==ジーンズ質量==
ジーンズ質量という名称は、ガス雲内部の重力収縮の過程を研究した[[イギリス]]の[[物理学者]][[ジェームズ・ジーンズ]]にちなんだものである。彼が明らかにしたのは、適切な条件の下で重力と拮抗するほどのガス圧が高くない場合には、ガス雲またはその一部が不安定になり収縮を開始しうるということであった。ガス雲は（所与の温度と半径において）小質量であるかぎり安定するが、臨界質量を超えるやこれを妨げる力が働かない限り一方向的収縮を開始する。ジーンズは密度と温度の関数としてこの臨界質量を算定する方程式を立てた。ガス雲の質量が大きいほど、その大きさ（拡がり）が小さいほど、その温度が低いほど、また不安定なほど、このガス雲は重力収縮に向かう。

ジーンズ質量の近似値は、簡潔な物理学的推論のもとに演繹されたのだろう。まず球状のガス領域の半径を {{mvar|R}}、質量を {{mvar|M}}、ガス中の[[音速]]を {{mvar|c<sub>s</sub>}} とする。この領域をゆっくり圧縮すると想定しよう。この領域を音波が横断する時間は次の式で与えられる。

:<math>t_\mathrm{sound}=\frac{R}{c_s}\simeq(5\times10^5\mbox{yr})\left(\frac{R}{0.1\mbox{pc}}\right)\left(\frac{c_s}{0.2\mbox{km s}^{-1}}\right)^{-1}</math>

するとこれを押し返し圧力バランスのうちに系を再構築しようとする。同時に重力はその系をさらに収縮させようとするが、その振舞における自由落下時間は次のようになる。

:<math>t_\mathrm{ff}=\frac{1}{\sqrt{G\rho}}\simeq(2\mbox{Myr})\left(\frac{n}{10^3\mbox{cm}^{-3}}\right)^{-1/2}</math> 

ここで {{mvar|G}} は万有引力定数、{{mvar|&rho;}} は領域内のガス密度、{{math|''n'' {{=}} {{Sfrac|''&rho;''|''&mu;''}}}} は粒子あたり平均質量のガス数密度であり {{math|''&mu;'' {{=}} {{Val|3.9|e=-24|ul=g}}}}、[[水素]][[分子]]に対し分子数比で20%の[[ヘリウム]]を加えるのを適当とする。さて、音波の横断時間が[[自由落下時間]]より短い場合は圧力が勝ち、系は膨張に転じて安定した方程式の状態に戻る。しかし自由落下時間が音波の横断時間より短い場合は重力が勝ち、系は[[重力収縮]]を続ける。よって重力収縮を続ける条件は次のとおりである。

:<math>t_\mathrm{ff}<t_\mathrm{sound}</math>

ここで少々代数計算をすると、結果としてジーンズ長 {{mvar|R<sub>J</sub>}} の近似値が以下の式で求められる。

:<math>R_J=\frac{c_s}{\sqrt{G\rho}}\simeq(0.4\mbox{pc})\left(\frac{c_s}{0.2\mbox{km s}^{-1}}\right)\left(\frac{n}{10^3\mbox{cm}^{-3}}\right)^{-1/2}</math>

この長さのスケールを'''ジーンズ長'''という。ジーンズ長よりも大きなスケールはすべて不安定で重力収縮し、小さなスケールは安定である。ジーンズ質量 {{mvar|M<sub>J</sub>}} は、ジーンズ長を直径とする球のなかの質量である。

:<math>M_J=\left(\frac{4\pi}{3}\right)\rho\left(\frac{R_J}{2}\right)^3=\left(\frac{\pi}{6}\right)\frac{c_s^3}{G^{3/2}\rho^{1/2}}\simeq(2\mbox{M}_{\odot})\left(\frac{c_s}{0.2\mbox{km s}^{-1}}\right)^3\left(\frac{n}{10^3\mbox{cm}^{-3}}\right)^{-1/2}</math>

のちに別の天体物理学者が、ジーンズが用いた分析には次の理由で欠陥があると指摘した。それは、ジーンズの分析ではガス雲が収縮する領域は無限の静的[[星間物質]]に包囲されていると仮定していたが、現実にはジーンズ長より大きなスケールはすべて不安定で収縮するので、収縮領域を包囲する静的星間物質もまたすべて収縮することになる。その結果、「収縮する背景の密度との比較における」重力不安定性の増大率は、ジーンズが当初分析した予測より緩慢であることがわかった。<!--この欠陥は『ジーンズの騙り』といわれる。-->ハンターの研究によりこの効果が加味され全体が修正された。ジーンズ不安定性は[[分子雲]]における星形成を決定する要因であるらしい。

== 参考文献 ==
* {{Cite book|author=Longair, Malcolm S.|title=Galaxy Formation|date=1998}}
* {{Cite journal|author=Jeans, J. H.|date=1902|journal=Philosophical Transactions Royal Society of London|series=Series A|volume=199|issue=1}}

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