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ロックマンホール、またはロックマンウィンドウは、地球から見て中性水素ガスがごく少量観測される空の領域です。ロックマンホールは、遠くの天体を比較的よく見ることができる窓であるため、天文学の観測調査には魅力的な空の領域です。おおぐま座の北斗七星の指針星の近くに位置し、大きさは約15平方度です。[1] [2]
ロックマンホールは、発見者である天文学者 F. ジェイ ロックマンにちなんで名付けられました。
位置
ロックマンホールは、赤経約10時45分、赤緯+58°に位置し、中性水素ガスと塵の柱密度が低い領域として定義されています。[3]柱密度は、特定の方向にある特定の化学元素または分子の量を表すために天文学で一般的に使用される指標です。この領域では、中性水素の典型的な柱密度はN H = 0.6 x 10 20 cm −2です。[4]この柱密度は、銀河の極付近の典型的な値よりも適度に低く、銀河の低緯度とHI雲に向かってN H 10 20 cm −2、HI柱密度N H > 10 21 cm −2が一般的です。[5]
B1950.0 RA 10 h 45 m Dec 57° 20′周辺の領域では、最小NHが4.5 x 10 19 cm −2です。[ 3 ]フィールドの半分を覆う拡散雲があります。[3] [6]
ロックマンホールイーストは、 J2000.0 RA 10 h 52 m Dec +57°を中心とするロックマンホールのサブリージョンです。 [7]
ロックマンホール北西（LHNW）は、J2000.0 RA 10 h 34 m Dec +57° 40′.を中心とする月とほぼ同じ幅の領域であり、[8] [9]柱密度はN H = 5.72 x 10 19 cm −2です。[5]
水素ガスの吸収と放出
中性水素の雲は天の川銀河のいたるところに存在し、水素をイオン化するのに十分エネルギーの高い光子を効果的に吸収します。イオン化には 13.6電子ボルト(極端紫外線の範囲) のエネルギーが必要です。ロックマン ホール内の比較的少量の水素でも、13.6 電子ボルトのエネルギーとそのすぐ上のエネルギーのほとんどの放射線を吸収しますが、それでも、他の空の領域よりも銀河系外の物体からの極端紫外線と軟 X 線放射線をより多く 透過します。
中性水素は赤外線波長での拡散放射にも関連しており、微弱な赤外線源の観測を混乱させる可能性があります。
観察
ロックマンホールの比較的クリアな視野は、宇宙の極めて遠い領域を観測することを可能にした。ロックマンホールのハーシェル宇宙望遠鏡に搭載されたスペクトルおよび測光画像受信機（SPIRE）装置による観測では、100億～120億年前の姿をとどめる極めて遠い銀河が何千も撮影されている。 [10]
この視野には数百の天体X線源も含まれており、その中には超大質量ブラックホールも含まれています。チャンドラX線観測衛星とROSATはロックマンホールからのX線源の研究に使用されています。[4] ROSATのPSPCでは約75のX線源が観測されています。[4]
XMM-ニュートンを用いてロックマンホール内の123個のX線源の詳細なX線スペクトル解析が行われた。[11]
この地域で拡散X線背景放射（XRB）も研究されている。[12] [13]
この領域では活動銀河核も研究されており、例えばMBC2005などがその例である。[11]
参照
- チャンドラディープフィールドサウス- 同様のクリアな視界
- 星間物質
- ローカルバブル
- 局所星間雲
参考文献
- ^ 「北斗七星は暗黒物質をすくい上げているのか？」CSMonitor.com 2011-02-18 2011-12-10閲覧。
- ^ 「ロックマンホール」。科学百科事典。2011年12月10日閲覧。
- ^ abc Lockman FJ、Jahoda K、McCammon D (1986年3月)。「低総柱密度方向における銀河系HIの構造」。Astrophys . J. 302 ( 3): 432–49。Bibcode : 1986ApJ ... 302..432L。doi : 10.1086/164002。hdl : 2060/ 19850019473。S2CID 118595586。
- ^ abc Hasinger G、Burg R、Giacconi R、Hartner G、Schmidt M、Trumper J、Zamorani G、Burg、Giacconi、Hartner、Schmidt、Trumper、Zamorani (1993年8月)。「ロックマンホールの深部X線調査とソフトX線Nログ」。アストロン。アストロフィズス。275 (1): 1–15。書誌コード:1993A&A...275....1H。
{{cite journal}}: CS1 maint: 複数の名前: 著者リスト (リンク) - ^ ab Dickey JM, Lockman FJ (1990). 「銀河のHI」Annu. Rev. Astron. Astrophys . 28 (1): 215–61. Bibcode :1990ARA&A..28..215D. doi :10.1146/annurev.aa.28.090190.001243.
- ^ Schlegel DJ、Finkbeiner P、Davis M (1998 年 6 月)。「赤化と宇宙マイクロ波背景放射の前景の推定に使用するダスト赤外線放射マップ」。Astrophys . J. 500 ( 2): 525–53。arXiv : astro-ph/9710327。Bibcode : 1998ApJ ...500..525S。doi : 10.1086 /305772。S2CID 59512299 。
- ^ 「SHADES: SCUBA Half Degree Extragalactic Survey」。2011年12月10日閲覧。
- ^ 「思春期に見られる宇宙の形」。Spaceflight Now。2003年3月23日。 2011年12月10日閲覧。
- ^ Yang Y, Mushotzky RF, Steffen AT, Barger AJ, Cowie LL (2004 年 10 月). 「Lockman Hole-Northwest のChandra Large Area Synoptic X-Ray Survey (CLASXS): The X-Ray Catalog」. Astron. J. 128 ( 4): 1501–23. arXiv : astro-ph/0409087 . Bibcode :2004AJ....128.1501Y. doi :10.1086/423996. S2CID 8216340.
- ^ 「砂粒のような星形成銀河」。2011年6月14日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年6月1日閲覧。
- ^ ab マテオス S、バルコンズ X、カレラ FJ、セバージョス MT、ハシンガー G、リーマン I、ファビアン AC、ストレブリャンスカ A (2005 年 12 月)。 「ロックマンホールのXMM-ニュートン観測：AGNの探索」。アストロン。アストロフィス。444 (1): 79–99。arXiv : astro-ph/0506718。Bibcode :2005A&A...444...79M。土井：10.1051/0004-6361:20052881。S2CID 211409。
- ^ マザー、JC;チェン、ES;ダヤダ州コッティンガム。エプリー、REジュニア。フィクセン、DJ。ヘワガマ、T.アイザックマン、RB。ジェンセン、カンザス州。マイヤー、SS;ネルドリンガーPD。読んでください、SM;ローゼン、LP;シェーファー、RA;ライト、EL;カリフォルニア州ベネット。ボゲス, 北西部;ハウザー、MG;ケルソール、T.モーズリー、SH ジュニア。 RF、シルバーバーグ。スムート、GF;ワイス、R. DT 州ウィルキンソン (1994 年 1 月)。 「COBE FIRAS装置による宇宙マイクロ波背景スペクトルの測定」。天体物理学ジャーナル。420 (2): 439–44。Bibcode :1994ApJ...420..439M。出典：http://www.mhlw.go.jp/stf/kenkou/keizoku/keizoku-doukoku ...
- ^ Mather; et al. (1990). 「宇宙背景放射探査機 (COBE) による宇宙マイクロ波背景スペクトルの予備測定」. Astrophys. J. 354 : L37. Bibcode :1990ApJ...354L..37M. doi : 10.1086/185717 .
さらに読む
- Lockman FJ、Jahoda K、McCammon D (1986年3月)。「低総柱密度方向における銀河系HIの構造」。Astrophys . J. 302 ( 3): 432–49。Bibcode : 1986ApJ ... 302..432L。doi : 10.1086/164002。hdl : 2060/ 19850019473。S2CID 118595586。
外部リンク
- チャンドラのロックマンホール
- ロックマンホールのアニメーション
- ハーシェル宇宙望遠鏡によるロックマンホール
- スピッツァー宇宙望遠鏡とロックマンホール
- XMM-ニュートンによるロックマンホールの観測
- マックス・プランク地球外物理学研究所のロックマン・ホール