恒星は、宇宙に浮かぶ巨大なガスと塵の雲、すなわち分子雲の中で誕生します。この雲は主に水素分子から成り、非常に低温（10～20K）で高密度ですが、それでも全体としては安定しています。しかし、あるきっかけでこの均衡が崩れると、星形成の壮大なドラマが始まります。

雲が収縮を始めるかどうかは、自己重力と内部の熱圧力とのせめぎ合いで決まります。ガス雲が自身の重力で収縮し続けるために必要な最小質量を「ジーンズ質量」と呼びます。雲の質量がこのしきい値を超えると、熱運動による膨張圧力が重力に打ち負かされ、重力崩壊が始まります。これがジーンズ不安定性です。

重力崩壊が始まると、分子雲の中心部で密度と温度が急上昇し、「原始星」が形成されます。この段階ではまだ核融合は始まっておらず、重力収縮によって解放されるエネルギーで輝いています。

分子雲は全体としてわずかに回転しています。収縮が進むにつれて、フィギュアスケート選手が腕を縮めると回転が速くなるのと同じように、「角運動量保存の法則」によって回転速度が劇的に増加します。この高速回転により、すべての物質が中心の原始星に落下するわけではなく、一部は遠心力によって原始星の赤道面に沿って平たく円盤状に広がります。これが「原始惑星系円盤」です。この円盤の中で、やがて惑星が形成されます。

しかし、星が形成されるためには、過剰な角運動量をどうにかして外部に輸送し、物質を中心の原始星に落下させる必要があります。この問題の解決策の一つが「磁気制動」です。磁力線が雲の回転する中心部と回転の遅い外部とを結びつけ、ブレーキのように作用して角運動量を運び去ります。また、原始星から噴き出す「双極分子流」と呼ばれる高速のガスの流れも、角運動量を持ち去る重要な役割を担っていると考えられています。これらのジェットは、原始惑星系円盤の回転軸に沿って上下方向に噴出する様子が観測されています。

原始星は、周囲のガスや塵を円盤を通して取り込みながら成長し続けます。この時期の原始星のエネルギーの主な源は、表面に降り積もる物質の衝撃エネルギーです。そのため、そのスペクトルエネルギー分布（SED）は、低温の塵が放射する赤外線でピークを持つ特徴的な形を示します。

やがて原始星が十分に成長し、周囲のガスを吹き飛ばすと、自己の重力収縮だけで輝くようになります。ここから、恒星は「主系列前段階」に入ります。この段階での進化経路は、ヘルツシュプルング・ラッセル（HR）図上で「林トラック」と「ヘニエイトラック」として描かれます。

ヘニエイトラックをたどる進化の最終段階で、ついに中心部の温度と圧力が約1500万Kに達すると、水素の核融合反応が始まります。この瞬間、重力収縮は止まり、核融合で生み出されるエネルギーと重力とが釣り合った安定した状態になります。こうして、星は生涯の大部分を過ごす「主系列星」となるのです。

この星形成のプロセスは、ALMAのような最新の望遠鏡によって、これまでになく詳細に観測できるようになりました。原始惑星系円盤の微細な構造や、惑星がまさに誕生しつつある現場を直接捉えることで、私たちが太陽系でどのようにして生まれたのかという根源的な問いに、物理学的な答えを与えつつあります。

これで、星がどのようにして生まれ、輝き始めるのか、その物理的なプロセスを見てきました。次は、これらの知識を確かめるためのクイズに挑戦してみましょう。

星の誕生は、宇宙における物質循環の壮大な物語の始まりにすぎません。