Loading article…
星雲（ラテン語で「雲、霧」を意味する。[ 1 ]複数形はnebulaeまたはnebulas）[ 2 ] [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]は、星間物質の独特な発光部分であり、電離水素、中性水素、分子水素、および宇宙塵から構成される。星雲は、わし星雲の創造の柱のように、しばしば星形成領域である。これらの領域では、ガス、塵、その他の物質の形成物が「塊」となってより密度の高い領域を形成し、さらに物質を引き寄せ、最終的に星を形成するのに十分な密度になる。残った物質は、惑星やその他の惑星系天体を形成すると考えられている。
ほとんどの星雲は巨大なサイズで、直径が数百光年にも及ぶものもあります。地球から人間の目で見える星雲は、近くから見ると大きく見えるものの、明るさは変わりません。[ 6 ]空で最も明るい星雲であり、満月の角直径の2倍の面積を占めるオリオン星雲は肉眼で見ることができますが、初期の天文学者には見落とされていました。[ 7 ]周囲の空間よりも密度が高いものの、ほとんどの星雲は地球上で作られた真空（1立方センチメートルあたり10⁵～10⁷分子）よりもはるかに密度が低く、地球と同じ大きさの星雲の総質量はわずか数キログラムです。地球の空気の密度は約1立方センチメートルあたり10¹⁹分子ですが、それとは対照的に、最も密度の高い星雲の密度は1立方センチメートルあたり10⁴分子にもなります。多くの星雲は、内部に埋め込まれた高温の星による蛍光によって観測できるが、中には光が拡散しすぎて長時間露光と特殊なフィルターを用いなければ検出できないものもある。また、一部の星雲は、Tタウリ型変光星によって光が変化する。
元々、「星雲」という用語は、天の川銀河以外の銀河を含む、拡散した天体全般を指すのに使われていました。例えば、アンドロメダ銀河は、20世紀初頭にヴェスト・スライファー、エドウィン・ハッブルらが銀河の真の性質を確認するまでは、アンドロメダ星雲（そして一般的に渦巻銀河は「渦巻星雲」）と呼ばれていました。エドウィン・ハッブルは、ほとんどの星雲が恒星と関連しており、恒星の光によって照らされていることを発見しました。彼はまた、星雲が生成する光スペクトルの種類に基づいて星雲を分類するのに貢献しました。[ 8 ]
紀元150年頃、プトレマイオスは『アルマゲスト』第7巻から第8巻にかけて、星雲のように見える5つの星を記録した。また、おおぐま座としし座の 間にある星雲状の領域についても言及したが、どの星とも関連付けられていなかった。[ 9 ]星団とは区別される最初の真の星雲は、イスラム教徒のペルシャの天文学者アブド・アル・ラフマン・アル・スーフィーが『恒星の書』 （964年）で言及した。[ 10 ]彼はアンドロメダ銀河がある場所に「小さな雲」があることに気づいた。 [ 11 ]また、オミクロン・ベロラム星団を「星雲状の星」として、ブロッキ星団などの他の星雲状の天体もカタログ化した。[ 10 ]カニ星雲を形成した超新星SN 1054は、 1054年にアラビアと中国の天文学者によって観測された。 [ 12 ] [ 13 ]
1610年、ニコラ＝クロード・ファブリ・ド・ペイレスクは望遠鏡を使ってオリオン星雲を発見した。この星雲は1618年にヨハン・バプティスト・シサットによっても観測された。しかし、オリオン星雲の最初の詳細な研究は、1659年にクリスティアーン・ホイヘンスによって行われた。ホイヘンス自身も、この星雲を発見した最初の人物だと信じていた。[ 11 ]
1715年、エドモンド・ハレーは6つの星雲のリストを発表した。[ 14 ]この数は世紀中に着実に増加し、 1746年にはジャン＝フィリップ・ド・シェゾーが20のリスト（それまで知られていなかった8つを含む）をまとめた。1751年から1753年にかけて、ニコラ＝ルイ・ド・ラカイユは喜望峰から42の星雲をカタログ化したが、そのほとんどはそれまで知られていなかった。その後、シャルル・メシエは1781年までに103の「星雲」（現在ではメシエ天体と呼ばれ、現在では銀河として知られているものも含まれる）のカタログをまとめた。彼の関心は彗星の検出であり、これらは彗星と間違えられる可能性のある天体であった。[ 15 ]
その後、ウィリアム・ハーシェルと彼の妹キャロライン・ハーシェルの努力により、星雲の数は大幅に増加した。彼らの『1000個の新しい星雲と星団のカタログ』[ 16 ]は1786年に出版された。1000個の星雲を収録した2番目のカタログは1789年に出版され、510個の星雲を収録した3番目にして最後のカタログは1802年に出版された。ウィリアム・ハーシェルは、研究の大部分において、これらの星雲は単に分解されていない星団であると考えていた。しかし、1790年に彼は星雲に囲まれた星を発見し、これはより遠方の星団ではなく、真の星雲であると結論付けた。[ 15 ]
1864 年、ウィリアム・ハギンズは約 70 個の星雲のスペクトルを調べた。彼は、それらのおよそ 3 分の 1 がガスの放射スペクトルを持っていることを発見した。残りは連続スペクトルを示し、したがって星の塊で構成されていると考えられた。[ 17 ] [ 18 ] 1912 年にヴェスト・スライファーが、星メロペを取り巻く星雲のスペクトルがプレアデス星団のスペクトルと一致することを示したとき、3 番目のカテゴリーが追加された。したがって、星雲は反射した星の光によって放射されている。[ 19 ]
1923年、大論争を経て、多くの「星雲」は実際には天の川銀河から遠く離れた銀河であることが明らかになった。
スライファーとエドウィン・ハッブルは、さまざまな星雲からスペクトルを収集し続け、29個の星雲が輝線スペクトルを示し、33個の星雲が星の光の連続スペクトルを示していることを発見した。[ 18 ] 1922年、ハッブルは、ほぼすべての星雲が星と関連しており、その照明は星の光によるものであると発表した。彼はまた、輝線スペクトル星雲はほぼ常にB型以上の高温の星（すべてのO型主系列星を含む）と関連しているのに対し、連続スペクトル星雲は低温の星とともに現れることを発見した。[ 20 ]ハッブルとヘンリー・ノリス・ラッセルはともに、高温の星を取り巻く星雲は何らかの形で変質していると結論付けた。[ 18 ]
星雲の種類によって、形成メカニズムは様々である。星間物質中に既に存在するガスから形成される星雲もあれば、恒星によって生成される星雲もある。前者の例としては、星間ガスの中で最も低温で密度の高い巨大分子雲があり、これはより拡散したガスの冷却と凝縮によって形成される。後者の例としては、恒星進化の後期段階で恒星から放出された物質から形成される惑星状星雲が挙げられる。
星形成領域は、巨大分子雲に関連する輝線星雲の一種です。これらの星形成領域は、分子雲が自重で収縮し、星を生成することで形成されます。中心部では大質量星が形成されることがあり、その紫外線放射 によって周囲のガスが電離され、可視光で観測可能になります。大質量星を取り囲む電離水素の領域はH II領域として知られ、H II領域を取り囲む中性水素の殻は光解離領域として知られています。星形成領域の例としては、オリオン星雲、バラ星雲、オメガ星雲などがあります。大質量星の超新星爆発、恒星風、大質量星からの紫外線放射、または低質量星からのアウトフローといった星形成からのフィードバックによって、星雲が破壊され、数百万年後に星雲が消滅することがあります。
他の星雲は、質量が大きく寿命の短い恒星の断末魔である超新星爆発の結果として形成されます。超新星爆発で放出された物質は、そのエネルギーと中心核が生み出すコンパクト天体によって電離されます。その最も良い例の一つが、おうし座にあるかに星雲です。この超新星爆発は1054年に記録され、SN 1054と記されています。爆発後に生成されたコンパクト天体はかに星雲の中心に位置し、その中心核は現在中性子星となっています。
さらに、惑星状星雲として形成される星雲もあります。これは、地球の太陽のような低質量星の生涯の最終段階です。質量が太陽質量の8～10倍までの星は赤色巨星へと進化し、大気の脈動によって外層を徐々に失っていきます。星が十分な物質を失うと、温度が上昇し、放出される紫外線によって、放出された周囲の星雲が電離されます。太陽は惑星状星雲を生成し、その中心核は白色矮星として残ります。
星雲と呼ばれる天体は、大きく4つのグループに分類されます。かつては、銀河（「渦巻星雲」）や、星として識別するには遠すぎる星団も星雲に分類されていましたが、現在はそうではありません。
雲のような構造物すべてが星雲というわけではない。ハービッグ・ハロー天体はその一例である。
統合フラックス星雲（IFN）は、比較的最近（2004年）発見された天文現象である。天の川銀河の面内に存在する典型的でよく知られたガス星雲とは対照的に、IFNは銀河本体の外側に位置している。
この用語はスティーブ・マンデルによって造語され、彼はこれらを「銀河面にあるほとんどの星雲のように単一の星によって照らされるのではなく、天の川銀河にあるすべての星の積分されたフラックスからのエネルギーによって照らされる高銀河緯度の星雲」と定義した。その結果、これらの星雲は非常に淡く、捉えるには何時間もの露光が必要となる。これらの星雲雲は星間物質の重要な構成要素であり、塵粒子、水素、一酸化炭素、およびその他のいくつかの元素で構成されている。」[ 21 ]これらは特に北天極と南天極の両方の方向に顕著である。南天極に近い広大な星雲はMW9であり、一般に南天蛇として知られている。[ 22 ]
ほとんどの星雲は拡散星雲として記述することができ、これはそれらが広がっており、明確な境界がないことを意味します。[ 23 ]拡散星雲は、輝線星雲、反射星雲、暗黒星雲に分類できます。
可視光星雲は、励起または電離したガス（主に電離水素）からスペクトル線放射を放出する輝線星雲[ 24 ] （ H II領域と呼ばれることが多い（H IIは電離水素を指す））と、反射光によって主に視認できる反射星雲に分けられる。
反射星雲自体は可視光をほとんど放出しないが、星の近くにあり、星からの光を反射する。[ 24 ]星に照らされていない同様の星雲は可視光を発しないが、背後にある発光体からの光を遮る不透明な雲として検出されることがある。これらは暗黒星雲と呼ばれる。[ 24 ]
これらの星雲は可視光波長では異なるものの、いずれも明るい赤外線放射源であり、その放射源は主に星雲内部の塵である。 [ 24 ]
惑星状星雲は、中質量星（質量が太陽質量の 0.5 ～ 8 倍程度）の恒星進化の最終段階の残骸です。進化した漸近巨星分枝星は、強い恒星風によって外層を外側に放出し、ガス状の殻を形成し、星の核は白色矮星の形で残ります。[ 24 ]高温の白色矮星からの放射が放出されたガスを励起し、星形成領域で見られる輝線星雲と同様のスペクトルを持つ輝線星雲を生成します。[ 24 ]これらは主に水素が電離しているためH II 領域ですが、惑星状星雲は星形成領域で見られる星雲よりも密度が高くコンパクトです。[ 24 ]
惑星状星雲は、当初は惑星と区別できなかった最初の天文学者たちによって独自の名前が付けられました。彼らにとって惑星の方がより興味深い対象でした。太陽は 形成後約120億年後に惑星状星雲を生み出すと予想されています。[ 25 ]
超新星は、質量の大きな星が寿命の終わりに近づくと発生します。星の中心部で核融合が停止すると、星は崩壊します。内側に落下するガスは、跳ね返るか、非常に強く加熱されて中心部から外側に膨張し、その結果、星が爆発します。 [ 24 ]膨張するガスの殻は、特殊な拡散星雲である超新星残骸を形成します。[ 24 ]超新星残骸からの光とX線の放射の多くは電離ガスに由来しますが、電波放射の大部分はシンクロトロン放射と呼ばれる非熱放射の一種です。[ 24 ]この放射は、磁場内で振動する高速電子に由来します。
