分子雲：構造・観測方法・星形成における役割

検出と観測トレーサー

H2は雲内の低温条件では放射が弱いため、より強い放射を示す分子がトレーサーとして用いられる。最も一般的なトレーサーは一酸化炭素（CO）であり、その回転遷移は電波域にあり、比較的明るい。天文学者は分子物質を地図化するため、遠赤外線での塵の放射、近赤外線での減光、電波分光法を組み合わせて利用する。

1. 赤外線観測は、温かい塵や雲に埋もれた若い恒星を明らかにする。
2. 電波望遠鏡は、COなどの分子の回転線を検出する。
3. 可視光および近赤外線のサーベイは、塵が背景の星明かりをどのように遮るかを追跡する。

こうした手法を天文学者は用いて、H2の分布を間接的に推定し、雲の運動学と化学を研究する。

星形成における役割

分子雲の内部で重力的不安定となった領域は収縮し、恒星や恒星系を形成しうる。雲内の高密度コアは原始星の直接の前駆体である。新たに生まれた恒星からのフィードバック、すなわち恒星風、放射、超新星は、母体となる雲を変化させ、その後の収縮を促進する場合も抑制する場合もある。

種類、歴史、注目すべき事実

分子雲には、小規模な暗黒雲やボック球から、銀河円盤の大きな部分に広がる巨大分子雲（GMC）まである。20世紀半ばに電波天文学と赤外線天文学が発展すると、分子雲は星間天体の独立した分類として認識されるようになった。H2は直接検出が難しいためCOのような間接トレーサーに依存すること、また塵が隠れた構造を明らかにする観測上の役割を担うことは、重要な実用的事実である。

分子雲の理解は、ガスから恒星への変換を左右し、銀河の化学進化を形づくるため、天文学にとって不可欠である。詳細な情報やデータ資源については、関連するサーベイ計画とスペクトル線カタログを参照（星間物質の研究、密度と構造、分子化学、観測手法、赤外線サーベイ、電波観測施設、COサーベイ）。