星間ガス（せいかんガス、）は、星間空間に存在する気体であり、固体微粒子である星間塵とともに星間物質を構成する成分の1つである。質量の大部分は水素とヘリウムで占められ、少量の重元素も含まれる。重元素は気相に存在するものと、星間塵に取り込まれているものがある。
星間ガスは一様な気体ではなく、密度、温度、電離状態などが大きく異なる。水素を主成分とするガスは、低温で高密度な分子ガス、低温または温暖な中性原子ガス、暖かい電離ガス、高温の電離ガスなどとして存在する。これらは電波、赤外線、可視光、紫外線、X線などのさまざまな波長域で、輝線や吸収線などを通して観測される。
星間ガスは恒星形成の材料となる一方、恒星からは恒星風や超新星爆発によって物質とエネルギーが星間空間へ戻される。このため、星間ガスは恒星との間で物質を循環させながら、銀河内の物質分布や化学組成、星形成に関わっている。
組成と物理的性質
星間ガスの物理的性質は、密度、温度、化学組成、電離状態などによって表され、これらは星間空間の環境によって大きく異なる。
元素組成 銀河系の星間物質の元素組成は、太陽や銀河円盤の恒星、隕石などから求められる宇宙組成に近く、原子数では水素（H）が約90.8%、ヘリウム（He）が約9.1%、それより重い元素が約0.12%を占める。質量ではそれぞれ約70.4%、28.1%、1.5%である。天文学では、ヘリウムより重い元素を総称して金属と呼ぶ。
ただし、星間物質に含まれる元素がすべて気相に存在するわけではない。星間吸収線の観測から、重元素の一部は星間ガスから欠乏しており、星間塵を構成する固体粒子に取り込まれていると考えられている。この元素の枯渇（）の程度は元素や環境によって異なるため、星間ガスの気相元素存在量は星間物質全体の元素組成とは必ずしも一致しない。
水素ガスの状態 星間ガスを構成する物質は、周囲の物理条件に応じて分子、中性原子、イオンなどの状態で存在する。最も豊富な元素である水素では、分子ガス中では主として水素分子（H2）として、中性原子ガス中では中性水素原子（H I）として、電離ガス中では陽子と自由電子として存在する。
天文学の分光表記では、元素記号に続くローマ数字で電離段階を表し、中性原子を I、1価に電離したイオンを II とする。したがって、中性水素原子は H I、電離した水素は H II と表される。
星間ガスの相
星間ガスの密度と温度は、その存在する環境によって大きく異なる。銀河系の星間ガスは、代表的には低温中性水素の相（CNM）、温暖中性水素の相（WNM）、暖かい電離相（WIM）、高温電離相（HIM）の4相に分けられる。CNMは低温で比較的高密度、WNMとWIMは数千–1万 K程度、HIMは106 K程度の高温で非常に希薄なガスである。
4相のうち、CNMとWNMはおおよそ熱圧力平衡にあると考えられている。理想気体の状態方程式 で表されるように、気体の熱圧力は粒子の数密度と温度によって決まるため、高密度で低温のCNMと低密度で高温のWNMが同程度の熱圧力をもつことができる。ただし、星間物質全体の力学では熱圧力のほか、磁場や宇宙線などによる圧力も寄与する。
このほか、低温・高密度の分子雲では水素の多くが水素分子（H2）として存在する。一方、大質量星の周囲では強い紫外線によって水素が電離され、HII領域が形成される。分子雲とHII領域も、星間ガスを構成する重要な環境である。
励起状態と局所熱力学平衡 星間ガスは非常に希薄であるため、原子や分子の励起状態を変化させる非弾性衝突の頻度が低く、エネルギー準位の占有数について局所熱力学平衡（、LTE）が一般には成立しない。LTEでは各準位の占有数は一つの温度で定まるボルツマン分布に従うが、星間ガスでは放射による励起や自然放出などが衝突と競合するため、この条件から外れることが多い。
このため、スペクトル線から定義される励起温度は必ずしもガスの運動温度と等しくなく、同じ分子でも遷移によって異なる励起温度をとることがある。一般に、密度が高くなって衝突が準位占有数を支配するようになると、励起温度は運動温度に近づく。星間ガスのスペクトル線から密度や温度、柱密度などを求める際には、非LTE状態を考慮した励起と放射輸送の計算が必要となる場合がある。
観測
中性原子ガス
中性水素原子（H I）の主要な観測手段は、波長約21 cmの電波であるH I 21 cm線である。水素原子の基底状態は、電子と陽子のスピンの向きの組み合わせによってわずかにエネルギーの異なる二つの超微細準位に分かれている。スピンが平行な上準位（F = 1）から反平行な下準位（F = 0）への磁気双極子遷移によって、周波数1420.405 MHz、波長約21 cmの電波が放出される。
この遷移はきわめて起こりにくく、自然放出のアインシュタイン係数は約2.85×10−15 s−1である。それでも、星間空間には中性水素が大量に存在し、長い視線にわたる多数の水素原子からの放射が重なるため、21 cm線を観測することができる。
21 cmの電波は星間塵による吸収を受けにくく、銀河系の遠方まで伝わる。このため、可視光では星間減光によって見通すことが難しい銀河面についても中性水素を観測できる。21 cm輝線からは視線方向のH Iの柱密度を求めることができ、線の周波数のドップラーシフトからは視線速度が得られる。さらに、線の速度分布と銀河系の回転を組み合わせることで、視線上のH Iについて速度から距離を推定し、その銀河内での分布を求めることができる。
21 cm線は、背景にある強い電波源に対する吸収線としても観測される。放射スペクトルには低温成分に対応する狭い成分と温暖成分に対応する幅の広い成分がみられるのに対し、吸収では主として低温の中性原子ガスによる狭い成分が検出される。このため、21 cm線の放射と吸収を組み合わせることで、低温成分と温暖成分の性質を調べることができる。
21 cm線は1951年にEwenとPurcellによって初めて検出され、同年にMullerとOortによっても独立に検出された。その後、21 cm線の速度情報を利用して銀河系の中性水素分布が調べられ、1950年代には銀河系の大規模な渦巻構造を示す地図が作成された。
分子ガス
分子ガスの主成分である水素分子（H2）は、背景にある高温の恒星のスペクトルに生じる遠紫外線の吸収線によって直接観測することができる。この方法から視線方向のH2の柱密度などを求められるが、高密度な分子雲では星間塵による減光のため背景の恒星が見えにくくなり、雲内部の分子ガスを吸収線で調べることは難しい。
分子雲の構造や大規模な分布を調べるには、主として電波・ミリ波領域の分子輝線が用いられる。H2は永久双極子モーメントを持たず、電波領域に観測しやすい回転遷移を持たない。一方、一酸化炭素分子（CO）は波長約2.6 mmに J = 1 → 0 の回転遷移を持つため、その輝線は分子ガスの主要な観測手段となっている。
CO輝線の強度とドップラーシフトを測定することで、分子ガスの分布や視線方向の運動を調べることができる。銀河系では、CO輝線の視線速度と銀河回転を組み合わせることにより、分子ガスの銀河内での分布が推定されてきた。
分子ガスの電波観測における重要な転機となったのが、1970年の星間一酸化炭素（CO）の検出である。Wilson、Jefferts、Penziasは、オリオン星雲の方向などから周波数115.267 GHz、波長約2.6 mmの強い輝線を検出し、COの J = 1 → 0 回転遷移と同定した。CO輝線はその後、直接観測しにくいH2を主成分とする分子ガスの分布や運動を調べる主要な手段となった。
電離ガスと高温ガス
電離ガスは、可視光・赤外線・電波などの広い波長域で観測される。大質量星の周囲に形成されるHII領域では、水素やヘリウムの再結合線や、電子との衝突によって励起された金属イオンの輝線が観測される。また、自由電子がイオンの電場によって加速される際に生じる自由–自由放射も電波域で観測される。
一方、銀河系には個々のHII領域の外側にも、低密度の電離ガスである暖かい電離ガス（WIM）が広く分布している。WIMは淡いHα線によって観測され、1価に電離した硫黄（S II）や窒素（N II）の禁制線などとあわせて、その温度や電離状態を調べることができる。
銀河系に広がる自由電子は、パルサーからの電波を利用して調べることもできる。星間空間を伝わる電波は自由電子の影響によって波長が長いほど遅れて到着し、その到着時刻の差から、視線方向の電子数密度を積分した分散測度（、DM）を求めることができる。多数のパルサーについて得られた分散測度は、銀河系内の自由電子の分布を調べるために用いられる。
より高温の電離ガスは、主として紫外線の吸収線や軟X線の熱放射によって観測される。O VI（5価に電離した酸素）やN V（4価に電離した窒素）などの高度に電離したイオンは紫外線領域に吸収線をもち、これらの観測から数十万K程度の衝突電離ガスの温度や柱密度を調べることができる。一方、100万K程度の高温プラズマからは軟X線の熱放射が観測され、銀河系内の高温ガスの分布や物理状態を調べる手段となっている。
高温の星間ガスの存在を示した重要な観測の一つが、1970年代の紫外線天文衛星コペルニクスによるO VI吸収線の観測である。JenkinsとMeloyは1974年、32個の恒星の紫外線スペクトルからO VIによる幅の広い吸収を調べ、それが恒星周囲ではなく星間空間に由来すると考えられることを示した。この観測は、星間空間に低密度で高温のガスが広く存在することを示す観測的証拠となった。
吸収線と柱密度 星間ガスは、背景にある恒星などの光が手前のガスを通過するときに生じる吸収線によっても観測される。紫外線や可視光、赤外線などの吸収線から、原子、イオン、分子などさまざまな成分を調べることができる。
吸収線観測で直接求められる基本的な量は、局所的な数密度ではなく、視線方向に存在する粒子の数を面積当たりで表した柱密度である。ある成分 X の数密度を とすると、その柱密度 は視線方向に数密度を積分した量であり、通常 cm−2 で表される。たとえば水素については、中性水素原子と水素分子を合わせた水素原子核の柱密度を と表すことができる。
一つの視線上には物理的性質の異なる複数のガス成分が存在することがあり、高分解能の分光観測によって異なる速度をもつ成分を分離することで、それぞれのガスの性質を調べることができる。
星間ガスの存在を示す初期の直接的な証拠も、恒星スペクトルの吸収線から得られた。1904年、Johannes Hartmannはオリオン座デルタ星のスペクトルを観測し、恒星の連星運動に伴って他のスペクトル線が周期的にドップラーシフトする一方、Ca II（1価に電離したカルシウム）の吸収線がほぼ同じ波長にとどまることを見いだした。この「静止線」は恒星系そのものではなく、恒星と地球との間に存在する物質による吸収と解釈され、星間ガスの存在を示す初期の重要な観測となった。
物理・化学過程
電離・再結合 星間ガスの電離状態は、電離と再結合の釣り合いによって変化する。高温のOB型星が放射する波長912 Å以下の紫外線は水素原子を光電離し、その周囲にHII領域を形成する。電離した水素では陽子と自由電子の再結合が起こるため、H II領域では光電離と再結合が繰り返され、両者の釣り合いによって電離領域の広がりが決まる。紫外線が届きにくい高密度な分子ガスでも、宇宙線によってH2やヘリウム（He）などが電離され、生じたイオンを起点としてイオン-分子反応や電子との再結合などの化学反応が進む。
分子形成 星間空間でのH2の形成は、主として星間塵の表面で進む。気相の水素原子が塵粒子の表面に付着し、表面を移動して別の水素原子と反応することでH2が形成され、気相へ戻る。一方、H2は波長912–1100 Åの遠紫外線を吸収すると、その一部が光解離されて水素原子に戻る。
H2の柱密度が増えると、分子雲の外側にあるH2が解離を起こす紫外線を吸収するため、内部のH2が光解離されにくくなる。この自己遮蔽に加えて星間塵による紫外線の吸収も働くため、雲の内部ではH2が蓄積し、中性水素原子を主成分とする領域から分子ガスを主成分とする領域への移行が生じる。
加熱と冷却
星間ガスの温度は、ガスにエネルギーを与える加熱過程と、放射などによってエネルギーを失う冷却過程との釣り合いによって決まる。どの過程が重要となるかは、ガスの密度、温度、電離状態、化学組成や周囲の放射場などによって異なる。
領域 主な加熱 主な冷却 中性原子ガス 光電加熱 [C II]、[O I]などの微細構造輝線 分子ガス 光電加熱、宇宙線による加熱 CO、H2などの回転輝線 HII領域などの電離ガス 光電離 金属イオンなどの輝線 高温電離ガス 衝撃波 放射、混合、熱伝導
中性原子ガス 加熱：主な加熱機構の一つは、星間塵や多環芳香族炭化水素（PAH）による光電加熱である。星間塵やPAHが遠紫外線を吸収すると電子が放出され、その運動エネルギーが周囲のガスへ移ることで加熱される。
冷却：原子やイオンが粒子との衝突によって励起され、その後に輝線を放射することでエネルギーを失う。遠紫外線に照射された中性ガスでは、1価に電離した炭素の [C II] 158 μm線や中性酸素の [O I] 63 μm線などの微細構造輝線が主要な冷却を担う。
分子ガス 加熱：分子ガスでも紫外線が届く領域では光電加熱が働く。一方、紫外線が届きにくい内部ではこの加熱は弱まり、宇宙線による電離に伴う加熱の相対的重要性が増す。 冷却：COやH2などの分子が衝突によって回転準位へ励起され、その後に回転輝線を放射することで冷却する。
HII領域・WIMなどの電離ガス 加熱：恒星からの電離紫外線による光電離が主要な加熱機構である。光子のエネルギーのうち電離に必要なエネルギーを超えた分が電子の運動エネルギーとなり、ガスを加熱する。 冷却：電子との衝突によって励起された金属イオンなどの輝線放射によりエネルギーを失う。HII領域では、この放射冷却と光電離による加熱との釣り合いによって、典型的に約8000 Kの温度が保たれる。
HIMなどの高温電離ガス 加熱：超新星爆発や恒星風によって生じる衝撃波によってガスが高温に加熱される。超新星残骸やスーパーバブルでは、衝撃波によって高温で希薄なガスが形成される。 冷却：高温ガスは放射によってエネルギーを失う。また、周囲の低温ガスとの混合や熱伝導によって熱が移され、最終的には放射によって冷却される。
星間塵との相互作用
星間塵は、星間ガスに比べて質量は少ないものの、放射の吸収、粒子表面での反応、ガスとの衝突を通じて星間ガスの状態に影響を与える。前述のように、星間塵による遠紫外線の吸収はH2やCOなどを光解離から保護し、塵粒子の表面はH2形成の場となる。また、ガス粒子と塵粒子の衝突では両者の間で熱エネルギーが交換され、この効果は密度が高くなるほど重要になる。高密度な分子ガスでは、こうした衝突によってガス温度が塵温度に近づく。
運動と構造
乱流と衝撃波 星間ガスには、熱運動だけでは説明できないさまざまな規模の速度変動がみられる。原子や分子の輝線・吸収線のドップラーシフトや線幅を測定することで、視線方向のガスの速度分布を調べることができる。特に分子雲では、観測される速度分散が熱運動による線幅を大きく上回り、大規模な分子雲では流速が音速を大きく超える乱流がみられる。
超音速の乱流は圧縮性が強く、多数の衝撃波が相互作用する流れとして振る舞う。衝撃波や、ガスが一つの領域へ集まる収束流によってガスは圧縮され、密度の高い領域が形成されるため、乱流は星間ガスに大きな密度の不均一を生じさせる。
乱流の運動エネルギーは時間とともに散逸するため、銀河内で乱流を維持するにはエネルギーの供給が必要となる。その駆動源としては、銀河の重力や回転のほか、超新星爆発、恒星風、原始星からのジェットやアウトフローなどが考えられている。これらの寄与は環境によって異なり、星間乱流の駆動機構を一つの過程だけで説明することはできない。
磁場との相互作用 星間ガスの運動は星間磁場の影響を受ける。磁場はローレンツ力によって荷電粒子に直接作用し、その運動を変化させる。中性の原子や分子には磁場は直接作用しないが、イオンと中性粒子の衝突を通じて磁場の影響が伝えられるため、非常に電離度の低い分子雲の高密度領域を除けば、中性ガスも荷電成分を介して磁場と結合している。
磁場は磁気圧と磁力線の張力を通じて星間ガスの運動や構造にも影響する。たとえば超新星残骸やスーパーバブルでは、周囲の磁気圧が膨張に抵抗し、掃き集められた磁力線の張力もガス殻の運動を変化させる。また、星間雲が周囲のガスに対して運動すると、雲を貫く磁力線が変形し、その張力によって雲と周囲のガスとの間で運動量が移される。
分子雲では、磁気圧の勾配などが自己重力に対する支持に寄与する。一方、高密度な星形成領域では電離度が非常に低くなるため、中性粒子は磁力線に完全には結び付かず、磁場に結合した荷電成分に対して相対的に移動することができる。
銀河内の分布と物質循環
星間ガスは銀河系内に一様に分布しておらず、その分布はガスの状態によって異なる。分子ガスは主として銀河円盤の薄い層に集中し、中性原子ガスはより広い範囲に分布する。温暖な電離ガスや高温の電離ガスはさらに大きな鉛直方向の広がりをもち、銀河円盤から離れた領域にも存在する。
星間ガスのうち、低温で高密度な分子ガスの一部は重力収縮して新しい恒星を形成する。恒星内部では元素合成によって重元素が作られ、その物質の一部は恒星風や超新星爆発などによって再び星間空間へ戻される。この過程によって星間ガスには新たに合成された元素が供給されるとともに、恒星から放出されたエネルギーが星間ガスの運動や構造に影響を与える。
このように、銀河系では星間ガスから恒星が形成され、恒星から物質とエネルギーが再び星間空間へ供給される循環が続いている。恒星からの質量放出や超新星は星間ガスを加熱・撹乱し、その密度や温度の不均一な構造を形成する一方、新たな分子ガスや星形成領域の形成にも関与する。
脚注
参考文献
関連項目 星間物質 星間塵 分子雲 HII領域 星間分子の一覧