Loading article…
彗星ノットは球状星雲とも呼ばれ、らせん星雲(NGC 7293)、リング星雲(NGC 6720)、亜鈴星雲 (NGC 6853)、エスキモー星雲(NGC 2392 ) 、網膜星雲(IC 4406)など、いくつかの近傍惑星状星雲(PNe) で観測される構造である。[1] [2] これらは惑星状星雲の進化における共通の特徴であると考えられているが、最も近い例でのみ分解できる。[2]これらは通常、太陽系(つまり冥王星の軌道) のサイズよりも大きく、質量は太陽の質量の約 0.00001 倍で、これは地球の質量に匹敵する。[1] [3] [4]らせん星雲には約 40,000 個の彗星ノットがある。[5]
光学波長では、この結び目は「高密度で塵の多い分子球のイオン化された皮膚」として見られ、中心の星によってイオン化されて照らされた三日月形の頭部と、その後に続くスポークまたは尾を形成している。[6] 分子水素と一酸化炭素のデータでは、彗星の結び目の尾は非常に分子的であることが観測されている。[4]中心の球は、それを通り過ぎる周囲の物質よりも少なくとも1000倍密度が高い。[6]その外観は、恒星から離れた方向を向いた彗星 の尾に似ているが、彗星は固体であり、全体の大きさと質量がはるかに小さい。
中心星から遠い球状星と近い球状星は、それぞれ異なる特徴を示す。らせん星雲の近い側では、各彗星の塊の中心にある塵の球状星は、星雲の外層で放射される[O III ] 5007オングストロームの光を吸収するため、背景に対して暗く見える。遠い側の球状星はこの光源を遮らないため、このように暗く見えることはない。[6]さらに、中心星に近い球状星ははっきりとした尾を引くように見えるが、遠い球状星はそのような明確な尾を示さない。[5]
惑星状星雲における彗星ノットの起源はまだ不明であり、現在も活発な研究が行われている。彗星ノットが漸近巨星分枝（AGB）期に形成され、何らかの形でAGB-PN遷移を生き延びたのか、それとも恒星がすでに惑星状星雲になったときに形成されたのかは不明である。後者の場合、惑星状星雲ホスト内の条件が、ある時点で星雲外層での分子塊の形成を引き起こしたことを示唆している。[5]したがって、彗星ノットの形成と進化を理解することは、惑星状星雲ホストの物理的特性に関する洞察を与えるだけでなく、低質量から中質量の恒星の進化のより詳細な図を描くことにも役立つだろう。
他の光蒸発流との関係
彗星ノットは電離した光蒸発流の一種で、惑星状星雲に特徴的に関連しているが、オリオン星雲などのH II 領域では他の種類の光蒸発流 (プロプライド、彗星状球、象の鼻、シャンパン フロー) もいくつか知られている。彗星ノットは、再結合が優勢または塵が優勢である他の種類よりも、移流が優勢であると説明される。この区別は、「光蒸発流内の動的電離バランス」の式 F * ≈ μn 0 + αn 0 2 hで行うことができる。ここで、F *は「流れの外側に入射する電離光子束」、μ は「流れの初期速度」、α は「再結合係数」、n 0は「流れ内のピーク電離密度」、h はおよそ 0.1 r 0で「流れの有効厚さ」です。移流が支配的な流れでは、μn 0 はαn 0 2 hよりも大きく、入射光子のほとんどが電離前面に到達して新鮮なガスを電離します。他の流れでは、ほとんどの光子が電離前面に到達できず、代わりに流れ内で再結合のバランスをとります。[7]
より遠くの物体の報告
いくつかの構造は、 R Coronae Borealis を取り囲む彗星の塊または彗星の球状体として説明されています。R Coronae Borealis は、白色矮星の合体または最終的なヘリウム殻の閃光の結果である可能性があると説明されている特異な星であり、その周囲に炭素塵が蓄積して定期的に暗くなり、「天然のコロナグラフ」として機能します。[8]
近接連星核を持つ惑星状星雲NGC 6337の3次元モデルは、「放射状のフィラメントと結び目を持つ厚いリング」の存在を示唆している。彗星の結び目は、ゆっくりと膨張するトロイド内の大きな密度変動を表している。[9]
ギャラリー
-
リング星雲 -
ダンベル星雲の結び目 -
エスキモー星雲
.jpg/500px-Hubble_image_of_the_Ring_Nebula_(Messier_57).jpg)
参考文献
- ^ ab Nemiroff, R.; Bonnell, J., 編 (2008 年 4 月 13 日)。「らせん星雲の奇妙な彗星の結び目」。今日の天文写真。NASA。
- ^ CR オデル;他。 （2003年）。 「惑星状星雲の結び目」(PDF)。Revista Mexicana de Astronomya y Astrofísica。15：29～33。
- ^ O'dell, CR; Handron, Kerry D. (1996 年 4 月). 「らせん状星雲の彗星の結び目」(PDF) . Astronomical Journal . 111 : 1630. Bibcode :1996AJ....111.1630O. doi :10.1086/117902. hdl : 1911/17047 .約 10
−5
M
☉
の質量は、
太陽系の惑星の質量に近い (
M
E
=
3 × 10 −6 M ☉、M J =9.6 × 10 −4 M ☉）の観測史上最大の彗星（10 × 10 18 グラム）。
- ^ ab Huggins, Patrick J.; Forveille, Thierry; Bachiller, Rafael; Cox, Pierre; Ageorges, Nancy; Walsh, Jeremy R. (2002-07-01). 「らせん星雲内の彗星状球の高解像度 CO および H2 分子線イメージング」. The Astrophysical Journal . 573 (1): L55–L58. arXiv : astro-ph/0205516 . doi : 10.1086/342021 .
- ^ abc Matsuura, M.; Speck, AK; McHunu, BM; Tanaka, I.; Wright, NJ; Smith, MD; Zijlstra, AA; Viti, S.; Wesson, R. (2009-08-01). 「惑星状星雲 NGC 7293 (らせん星雲) における H2Knots の「花火」」. The Astrophysical Journal . 700 (2): 1067–1077. arXiv : 0906.2870 . Bibcode :2009ApJ...700.1067M. doi :10.1088/0004-637X/700/2/1067. ISSN 0004-637X.
- ^ abc Meaburn, J.; Clayton, CA; Bryce, M. & Walsh, JR (1996). 「らせん状惑星状星雲 (NGC 7293) における彗星の結び目の全体的な動き」.王立天文学会月報. 281 (3): L57–L61. Bibcode :1996MNRAS.281L..57M. doi : 10.1093/mnras/281.3.l57 .
- ^ Henney, WJ (2001). RT Schilizzi (編). 「タイトル: イオン化光蒸発流の分類」.最高角度解像度での銀河とその構成要素、IAU シンポジウム #205 の議事録、2000 年 8 月 15 ～ 18 日にマンチェスター(イギリス) で開催。205 : 272 ～ 273。書誌コード:2001IAUS..205..272H。。
- ^ Geoffrey C. Clayton; et al. (2011年11月21日). 「R Coronae Borealis の恒星周縁環境: 最終ヘリウム殻フラッシュによる白色矮星の合体?」. Astrophysical Journal . 743 (1): 44. arXiv : 1110.3235 . Bibcode :2011ApJ...743...44C. doi :10.1088/0004-637X/743/1/44.
- ^ Ma. T. García-Díaz; DM Clark; JA López; W. Steffen; MG Richer (2009 年 6 月 24 日). 「NGC 6337 の流出と 3 次元構造」. The Astrophysical Journal . 699 (2): 1633–1638. arXiv : 0905.1166 . Bibcode :2009ApJ...699.1633G. doi :10.1088/0004-637X/699/2/1633.