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| 散光星雲 | |
|---|---|
 炎星雲 (NGC 2024) -チャンドラ X 線画像とスピッツァー赤外線画像に基づく。 | |
| 観測データ: J2000.0エポック | |
| 赤経 | 05時間41分54秒 |
| 偏角 | −01° 51′ 0.0″ |
| 距離 | 1350 [1] 光年 (415 pc ) |
| 見かけの等級（V） | 10 |
| 見かけの寸法（V） | 30'x30' |
| 星座 | オリオン |
| 身体的特徴 | |
| 半径 | 6 光年 |
| 指定 | NGC 2024 とシャープレス277 |
炎星雲は、NGC 2024およびSh2-277として指定され、オリオン座にある輝線星雲です。約1350光年離れています。[1]その距離では、炎星雲は、より大きなオリオン分子雲複合体のオリオンB雲内にあります。
オリオン座のベルトの最も東にある明るい星、アルニタク（ζ Ori）は、空で炎星雲のすぐ近くに見えます。しかし、この星と星雲は物理的にはつながっていません。炎星雲には若い星団があり、その中には少なくとも 1 つの熱く明るい O 型星 IRS 2b が含まれています。[2]星雲の前景にある濃いガスと塵が星雲内の星団を非常に覆い隠しているため、赤外線波長での研究が最も有効です。
中心のO型星IRS 2bから炎星雲に放射される高エネルギー紫外線は、ガスを励起し加熱します。星雲の輝きは、この中心星からのエネルギー入力によって生じます。星雲内と中心の高温星の周囲には、若い低質量星のクラスターがあり、 [3]そのうち86%は恒星周円盤を持っています。[4] チャンドラX線観測衛星[5] [6]によるX線観測では、推定800個の星のうち数百個の若い星が観測されています。[7] X線と赤外線の画像は、若い星がクラスターの中心付近に集中していることを示しました。[8] [9]
炎星雲はALMAで観測され、この研究では分子雲によって隔てられた 2 つの種族が発見されました。東部の種族は 0.2-0.5 Myr の年齢で、ディスク率は 45±7% です。西部の種族は 1 Myr とやや古く、ディスク率は 15±4% と低くなっています。[10]このディスク率は中間赤外線で観測されたものよりも低いですが、[4] ALMA 調査ではより小さな領域も観測されました。[10]東部には O8 星 IRS 2b があり、西部には B0.5V 星 IRS 1 があります。ハッブルの観測では、炎星雲には 4 つの明確なプロプライドと 4 つの候補プロプライドが含まれていることが示されています。これらのうち 3 つは古い西部の領域にあり、IRS 1 を指しています。他の 5 つは若い東部の領域にあり、IRS 2b を指しています。[11]
ギャラリー
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ラ・シヤ天文台からのB、V、Rフィルターによる光学画像 -
2MASSの赤外線画像 -
VISTAの近赤外線画像 -
オリオン座のベルトと炎星雲の領域の可視光広視野画像 -
チャンドラX線観測衛星が捉えたNGC 2024 -
炎星雲と馬頭星雲 -
Hアルファ星雲の馬頭星雲と炎星雲
参考文献
- ^ ab Meyer, MR; et al. (2008). 「NGC 2023、NGC 2024、および Southern L1630 における星形成」。Reipurth, B. (ed.).星形成領域ハンドブック、第 2 巻: 南天 ASP モノグラフ出版。第 5 巻。太平洋天文学会。p. 43。Bibcode : 2008hsf1.book..662M。ISBN 978-1-58381-670-7。
- ^ Bik, A.; et al. (2003). 「NGC 2024のイオン化源の特定」.天文学と天体物理学. 404 (1): 249–254. arXiv : astro-ph/0303029 . Bibcode :2003A&A...404..249B. doi :10.1051/0004-6361:20030301.
- ^ Haisch, KE Jr.; Lada, EA; Lada, CJ (2000). 「若い埋め込み型銀河団 NGC 2024 の近赤外線 L バンド調査」.天文学ジャーナル. 120 (2): 1396–1409. arXiv : astro-ph/0006219 . Bibcode :2000AJ....120.1396H. doi :10.1086/301521. S2CID 18143699.
- ^ ab Haisch, KE Jr.; et al. (2001). 「NGC 2024 クラスターの若い恒星集団の中赤外線研究」.天文学ジャーナル. 121 (3): 1512–1521. arXiv : astro-ph/0012482 . Bibcode :2001AJ....121.1512H. doi :10.1086/319397. S2CID 1645511.
- ^ Skinner, S.; Gagné, M.; Belzer, E. (2003). 「NGC 2024 に埋め込まれた若い銀河団の深部チャンドラ X 線観測」.アストロフィジカルジャーナル. 598 (1): 375–391. arXiv : astro-ph/0306566 . Bibcode :2003ApJ...598..375S. doi :10.1086/378085. S2CID 18798394.
- ^ Broos, PS ; et al. (2013). 「MYStIX プロジェクトのための大規模星形成領域における若い星の特定」。天体物理学ジャーナル。209 (2): 32。arXiv : 1309.4500。Bibcode : 2013ApJS..209...32B。doi : 10.1088/ 0067-0049 /209/2/32。S2CID 67827240 。
- ^ Kuhn, MA; Getman, KV; Feigelson , ED (2015). 「若い恒星団の空間構造。II. 若い恒星の総数」。天体物理学ジャーナル。802 (1): 60。arXiv : 1501.05300。Bibcode : 2015ApJ...802...60K。doi :10.1088/ 0004-637X /802/1/60。S2CID 119309858 。
- ^ Getman, KV; Feigelson, ED; Kuhn, MA (2014). 「オリオン星雲とNGC 2024若い恒星団におけるコアハローの年齢勾配と星形成」.アストロフィジカルジャーナル. 787 (2): 109. arXiv : 1403.2742 . Bibcode :2014ApJ...787..109G. doi :10.1088/0004-637X/787/2/109. S2CID 118503957.
- ^ Nemiroff, R.; Bonnell, J., 編 (2014 年 5 月 10 日). 「炎星雲の内部」.今日の天文学写真. NASA . 2015 年2 月 14 日閲覧。
- ^ ab van Terwisga, SE; van Dishoeck, EF; Mann, RK; Di Francesco, J.; van der Marel, N.; Meyer, M.; Andrews, SM; Carpenter, J.; Eisner, JA; Manara, CF; Williams, JP (2020-08-01). 「NGC 2024の原始惑星系円盤質量：2つの集団の証拠」.天文学と天体物理学. 640 : A27. arXiv : 2004.13551 . Bibcode :2020A&A...640A..27V. doi :10.1051/0004-6361/201937403. ISSN 0004-6361.
- ^ Haworth, Thomas; Jinyoung, Kim; Winter, Andrew; Hines, Dean; Clarke, Cathie; Sellek, Andrew; Ballabio, Giulia; Stapelfeldt, Karl (2021年3月). 「炎星雲NGC 2024のプロプライズ」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 501 (3): 3502–3514. arXiv : 2012.09166 . doi : 10.1093/mnras/staa3918 .
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、炎星雲に関連するメディアがあります。
- 「NGC2024」。シンバッド。ストラスブール天文学センター。
- Nemiroff, R.; Bonnell, J. 編 (1999 年 7 月 13 日)。「赤外線で見る炎星雲」。今日の天文写真。NASA。
- WikiSkyの炎星雲: DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像
