モノケロスR2

いっかくじゅう座R2分子雲複合体（いっかくじゅう座R2分子雲とも呼ばれる）は、主に光が当たっていない巨大分子雲で、いっかくじゅう座の南西部に位置しています。これは、銀河面より下方の非常に高い銀河緯度に位置する塵のシステムで、太陽系から約830パーセク（2700光年）の距離にあります。^{[ 1 ] [ 2 ] [ 3 ]} 

この複合体の最も注目すべき特徴は、モノケロスR2アソシエーションの高温の青い星々によって照らされた多数の反射星雲の存在です。モノケロスR2アソシエーションは、現在照らされているのと同じガスから形成されたOBアソシエーションです。これらの星々は、複合体における最初の星形成サイクルの一部であり、ガスに独特の青みがかった色を与え、アマチュアの観測機器や写真でもはっきりと見ることができます。^{[ 3 ] [ 4 ]} 

星雲複合体の中心部では、第2の星形成サイクルが起こっており、赤外線帯域で行われた観測で明確に見える、主に低質量星と中質量星からなる豊富な散開星団の形成によって証明されている。^{[ 3 ] [ 5 ]}

いっかくじゅう座R2複合体は、オリオン星雲の東、バーナードループのやや南西の星座の南西に位置しますが、物理的には複合体の近くにはありません。見かけの等級が3.99のオレンジ色の巨星γ Monocerotisの存在のおかげで、その位置は比較的容易に特定できます。この星を基準として、複合体は約1°西から観測できます。特に、ちょうど1°のところに、 NGC 2185とNGC 2183としてカタログ化されている反射星雲がいくつか見つかります。これらはこの領域で最も明るい星でもあります。これらの星雲は明るいため、中出力のアマチュア望遠鏡を使用すればフィルターなしで直接観測できます。非常に暗い空が必要で、星雲のサイズは小さいですが、10等級と11等級の青みがかった星を取り囲む小さな明るい斑点として見えます。^{[ 1 ] [ 3 ]}

これらの雲の西約 1° のところに複合体の中心部があり、そこには、前のものよりも大きな他の反射星雲が弧状に並んでいます。最も南にあるものは最も明るく、NGC 2170 (vdB  67) としてカタログ化されています。これは、10 等級の青色スペクトル型B 星によって照らされています。北には、他の 2 つの雲、vdB 68 と vdB 69 があり、同じ質量の星によって照らされています。これらの星雲はすべて容易に観測でき、星雲複合体の中で最も質量の大きい星、OB アソシエーションMonoceros  R2 のメンバーによって照らされています。^{[ 1 ] [ 3 ]}

この複合体は、天の川の明るい軌跡の西に位置し、赤緯がわずか 6° 南にあるため、地球上のすべての居住地域から観測できます。南極からは周極星のように見えますが、北極に最も近い地域からは見えません。アマゾンの熱帯雨林とコンゴの緯度では、 1 月と 2 月の夕方に天頂に現れます。地中海地域と北アメリカからは、冬の天体であり、南の地平線にやや高い位置に現れます。逆に、南半球からは、特に夏の夕方に、北の地平線にやや高い位置に見えます。^{[ 3 ] [ 6 ]}

モノケロスR2複合体は、オリオン腕内にあり、腕の比較的周辺部に 位置し、距離は830パーセクです。ペルセウス腕の最内縁からは約1800パーセク離れており、そこにはバラ星雲とそれに付随するモノケロスOB2星団があります。Mon R2複合体とMon OB2複合体の間の銀河環境は、腕間空間に相当します。この領域は星間ガスが少なく、星形成過程も少ないため、大質量星は存在せず、腕間空間は一般的に光度が低く、主に低質量星で構成されています。^{[ 3 ] [ 7 ]}北へわずか 150〜200パーセクのところに、Mon R2と大きさは似ているが特徴が全く異なる星雲複合体、すなわちモノケロス OB1 分子雲複合体がある。この複合体にはよく知られたコーン星雲が含まれており、大規模な星形成プロセスによって大質量星、特に多数の低質量星と中質量星が生成されている。Mon R2 とは異なり、この複合体はほぼ銀河面上に位置している。^{[ 7 ]}銀河面のほぼ外側、Mon R2 複合体に対応する非常に北の銀河緯度には、かに座にある最も古く、最もよく知られている散開星団の 1 つです。M67です。^{[ 1 ] [ 3 ]}         

太陽に向かって約 400 パーセク離れた、銀河緯度の異なる場所に、オリオン星雲領域があります。この領域はオリオン A およびオリオン B 複合体とオリオン星雲が支配的で、ラムダ オリオニス リングや、ガス フィラメントや活発な星形成が行われている小さな領域など、複合体の周辺領域も含まれています。オリオン複合体の巨大な星の恒星風はスーパーバブルを生成しており、その境界はMon R2 の北西数度に位置するバーナード ループによって強調されています。ただし、このガスリングは太陽に非常に近いため、 物理的には Mon R2 複合体とはつながっていません。^{[ 8 ] [ 9 ]} 

 Mon R2から約400パーセク 離れたところに、カニス ・マヨール OB1アソシエーション^{[ 10 ]}があり、カモメ星雲の星雲領域や、vdB 88やvdB 90などの関連する反射星雲と結びついています。カモメ星雲は、星形成プロセスが起こっている大きなH II領域です。

この領域の最も注目すべき特徴は、天球全体に最大 2° にわたって広がる反射星雲の連続です。これらの星雲は、星団を形成する若い高温で質量のあるスペクトル型B 星と A 星のグループによって照らされています。これは、Mon OB1の一部である Mon R1に続いて、モノケロス座で反射星雲と関連付けられて発見された 2 番目の OB 星団であるため、R2 と命名されました。^{[ 11 ]}星雲複合体の中心領域は、星形成プロセスが活発な vdB 67 と vdB 69 の雲と一致しています。この星団の星は主に B 型、つまり青色の星です。その年齢は 600 万～ 1000 万年と推定され、この領域で形成された最も質量のある恒星世代を表しています。これらの星は、形成されたのと同じ雲を照らしています。年齢が若いため、恒星風はまだ周囲のガス雲を散逸させていません。^{[ 3 ] [ 4 ]}    

反射星雲は、大きな星雲分子複合体の小さな照明された部分を構成しており、背景の星野を覆い隠し、この空の領域に一連の暗いシルエットを描くため、光に非常に敏感な天文写真ではっきりと見ることができます。複合体の中心は、 LDN  1643、1644、1645、および 1646 として知られる 4 つの主要な凝縮体で構成されており、その照明された部分は、van den Bergh カタログの反射星雲に対応しています。^{[ 3 ] [ 12 ]}これらの反射星雲のほとんどは、 CO放出のピークを示し、高温も示しています。同じ波長で、星雲分子複合体の中心体は、 ¹² CO バンドでの領域のますます精密なマッピングによって特定されています。^{[ 13 ] [ 14 ]}複合体の総質量は約 90,000 M☉ と推定されています_。^{[ 3 ] [ 15 ]}

複合体の周辺領域には、CO観測とマッピングによって確認された、南北方向に伸びるフィラメント状のガス構造が見られます。これらのフィラメントの中で最大のものは、中心領域から発生し、特に北方向に伸び、約2°離れているようです。^{[ 16 ]} COバンドで実施された複合体の全体的な速度に関する研究によると、中心がNGC  2182雲と一致する膨張するスーパーバブルと一致しているようです。スーパーバブルの膨張を駆動するエネルギー源は明確に定義されていませんが、その動的年齢は約400万年と推定されています。^{[ 3 ] [ 17 ]}

この複合体までの距離は、当初、最も明るい星の分光観測と測光観測によって830 ± 50 パーセク (2,710 ± 160 光年)と推定されました。^{[ 2 ]}この測定値は今でも最も正確で精密であると考えられており、科学界で最も受け入れられています。^{[ 1 ] [ 4 ]}過去には、他の距離値が提案されており、すべて 700 ～ 950パーセクの範囲内であるため、モノケロス OB1 複合体と同じ銀河環境にあるとされています。^{[ 1 ] [ 3 ]}      

この複合体は、2 回の星形成過程を経てきました。最初の波は約 600 万年前に遡り、この領域で観測可能な巨大な星を生み出し、 反射星雲を照らす Mon R2 アソシエーションを構成しています。これらの星の年齢は、膨張するスーパーバブルの年齢に匹敵します。2 回目の波は、暗黒星雲内に小さな電離水素領域、メーザー、およびHH 天体が存在することからわかるように、現在も進行中です。進化モデルによると、2 回目の星形成の波は、最初の波の若い巨星からの恒星風の複合作用によって引き起こされ、周囲の雲ガスをさらに圧縮したと考えられます。^{[ 17 ]}しかし、最初の星形成の波は全く異なる起源を持っています。 1998年の研究によると、この複合体のガスの初期圧縮は約600万年前に、現在のオリオン星雲とガム星雲 複合体の間の領域で発生した巨大なスーパーバブルGSH 238+00+09によって起こり、その膨張によってその領域の周囲のガスが圧縮され、オリオン複合体とMon R2の両方で星形成が引き起こされました。この巨大なスーパーバブルの起源は、おおいぬ座の方向に見える星団Cr 121である可能性があります。^{[ 18 ] [ 19 ]} 

複合体の中心部では、赤外線観測により、塵とガスに密に包まれた星団が特定されました。この星団は約 4.5′ × 8.5′ の範囲に広がり、1.1 × 2.1 パーセクに相当し、チャンドラ X 線観測衛星によって特定され、若い恒星天体と一致する 多数のX 線源を含んでいます。^{[ 5 ]}最も若い星はクラスI の原始星で、ガスの分布に従って非対称に分布していますが、やや進化した星 (クラスII) はより広範囲に分布しています。恒星成分に加えて、形成中のクラス 0 の星によって生成された約 15 個の小さな分子水素ジェットが知られています。これらは、既知の中で最も質量が大きいものの 1 つである強力な CO 流出を伴い、その衝撃波によって複合体の中心部に大きな空洞を作り出しています。星団の南部と北東部には、小さな彗星状または双極星雲状の球状星団が豊富に存在し、それらの形状は、それらがまだ降着円盤に包まれている原始星であることを示唆している。これらの星は長い鎖状に並んでいる。^{[ 19 ] [ 20 ]}   

このクラスター内には、IRS  1、IRS  2、IRS  3、IRS  4、IRS  5 とカタログ化された 5 つの中程度の強度の赤外線源が発見されており、さらにHα バンドで識別された 2 つの追加の源 (IRS 6 と IRS  7)も存在します。^{[ 21 ]} IRS 3 は最も複雑で、円錐形の雲に囲まれており、IRS 3A と IRS 3B の 2 つのサブグループにグループ化された 6 つの明るい源が含まれています。後者は、その端に 3 つの物質ジェットを示しており、これは源の内部コンポーネントに由来し、形成中の星から放出されています。^{[ 22 ]} IRS 3 源の分子コンポーネントの中には、多環芳香族炭化水素も発見されており、その吸収線は源の赤外線スペクトルで識別されています。^{[ 19 ] [ 23 ]} IRS 1 と IRS 2 源は、単一の強く偏光した環状反射星雲に囲まれています。^{[ 21 ]}これらの 2 つの光源は、IRS 3 とともに複合体の中で最も明るいものです。IRS 1 は 20 μm の波長で、IRS 2 は 10 μm で支配的です。^{[ 24 ]} 3 つの光源の光度は、それぞれ 3000 L _☉、6500 L _☉、および 14,000 L _☉と推定されています。^{[ 19 ] [ 25 ]}              

HH 天体の中で最も注目すべきものは、IRAS源06046-0603 と一致する HH 866 ^{[ 26 ]} 、IRS 1 の近くに位置し、マイナーな星形成プロセスが行われているGGD 16-17 領域を構成するHH 272 および HH 273 である。 ^{[ 19 ] [ 27 ]}     

• 反射星雲
• H II領域

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• 「いっかくじゅう座R2の星形成核 - 天体物理学ジャーナル」
• 「MONOCEROS R2 - Emissions」[ MONOCEROS R2 - Emissions ] 。 2008年4月8日にオリジナルからアーカイブされました。2025年9月24日に取得。