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| オメガケンタウリ | |
|---|---|
 球状星団オメガケンタウリ | |
| 観測データ（J2000 エポック） | |
| クラス | 八[1] |
| 星座 | ケンタウルス |
| 赤経 | 13時間26分47.28秒[2] |
| 偏角 | −47° 28′ 46.1″ [2] |
| 距離 | 15.8 ± 1.1 kly (4.84 ± 0.34 kpc ) [3] |
| 見かけの等級 （V） | 3.9 [4] |
| 見かけの寸法（V） | 36′.3 [5] |
| 身体的特徴 | |
| 質量 | (4.05 ± 0.1) × 10 6 [6] M ☉ |
| 半径 | 86±6光年[7] |
| 金属性 | = –1.35 [8]デックス |
| 推定年齢 | 11.52 ギガ[8] |
| その他の指定 | NGC 5139、[9] GCl 24、[9] ωケンタウリ、[3] コールドウェル80、メル118 |
![{\displaystyle {\begin{smallmatrix}\left[{\ce {Fe}}/{\ce {H}}\right]\end{smallmatrix}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/4c0821bd80891e071c08e7c7ee8e022baedf522c)
オメガ・ケンタウリ（ω Cen、NGC 5139、またはCaldwell 80）は、ケンタウルス座にある球状星団で、1677年にエドモンド・ハレーによって初めて非恒星天体として特定されました。17,090光年（5,240パーセク）の距離に位置し、直径約150光年で天の川銀河で最大の球状星団として知られています。 [10]約1000万個の恒星を含み、総質量は太陽の400万倍と推定されており、[11]天の川銀河で最も質量の大きい球状星団となっています。
オメガケンタウリは、他のほとんどの銀河球状星団とは大きく異なり、破壊された矮小銀河の核残骸として形成されたと考えられています。[12]
観察履歴
紀元150年頃、ギリシャ・ローマの著述家で天文学者のプトレマイオスは、この天体をアルマゲストの中でケンタウロスの背中の星として「Quae est in principio scapulae」と記した。ドイツの地図製作者ヨハン・バイエルはプトレマイオスのデータを使い、1603年に出版した『ウラノメトリア』でこの天体を「オメガ・ケンタウリ」と命名した。[13]イギリスの天文学者エドモンド・ハレーは、南大西洋のセントヘレナ島の望遠鏡を使って1677年にこの天体を再発見し、非恒星天体としてリストアップした。1716年、ハレーはこれを王立協会の哲学論文集に掲載した6つの「光点または光斑」のリストの中に掲載した。[14] [15]
スイスの天文学者ジャン＝フィリップ・ド・シェソーは1746年に発表した21個の星雲のリストにオメガ・ケンタウリを含めており[ 15] [16]、フランスの天文学者ラカイユも1755年に同様のリストを作成したため、カタログ番号はL I.5となっている[17] 。この星雲が球状星団として初めて認識されたのは1826年、スコットランドの天文学者ジェームズ・ダンロップで、「中心に向かって非常に緩やかに、適度に圧縮された美しい球状の星々」と表現された[18] [19] 。
プロパティ
オメガ・ケンタウリは地球から約17,000光年（5,200パーセク）の距離にあり、肉眼で見える数少ない球状星団の1つで、暗い田舎から見ると満月とほぼ同じ大きさに見えます。 [20]これは最も明るく、最大で、太陽の400万倍の質量があり、[6]天の川銀河に関連する球状星団の中で最も質量が大きいことが知られています。局部銀河群のすべての球状星団の中で、アンドロメダ銀河のメイヨールIIだけがこれより明るく、質量が大きいです。[21]オメガ・ケンタウリは天の川銀河を周回し、数百万の種族IIの恒星を含み、約120億歳です。[22]
オメガケンタウリの中心核にある恒星は非常に密集しており、平均して互いの距離はわずか0.1光年と推定されている。[22]内部ダイナミクスは469個の恒星の視線速度の測定によって解析されている。 [23]この星団のメンバーは、最大速度分散7.9 km s −1で質量中心を周回している。運動学から推定される質量分布は、光度分布と大きく矛盾するわけではないが、それよりもわずかに広がっている。[要出典]
中心ブラックホールの証拠
オメガケンタウリの中心領域。下図は、上の画像の白い四角で囲まれた星の将来の位置を示しています。各線は、今後 600 年間の星の予測される動きを表しています。点と点の間の期間は 30 年です。2010 年 10 月
2008年の研究では、チリのセロ・パチョンにあるハッブル宇宙望遠鏡とジェミニ天文台による観測に基づき、オメガ・ケンタウリの中心に中質量ブラックホールがあるという証拠が提示された。 [24] [25]ハッブルの高性能サーベイカメラは、中心近くの星の光が徐々に増加していることから、オメガ・ケンタウリの中心付近で星が密集していることを示した。ジェミニ天文台の機器を使用して星団の中心核で渦巻く星の速度を測定し、E. ノヨラと同僚は、中心核に近い星が遠い星よりも速く動いていることを発見した。この測定値は、中心核の目に見えない物質が近くの星と重力的に相互作用していることを意味すると解釈された。これらの結果を標準モデルと比較することにより、天文学者らは最も可能性の高い原因はブラックホールなどの高密度で巨大な物体の重力であると結論付けた。彼らはその天体の質量を太陽の4万倍と計算した。[24]
最近の研究では、銀河団の中心核にブラックホールがあるという結論に異議を唱えており、特に銀河団の中心として提案されている位置について異論が唱えられている。[26] [27]中心の位置を修正して計算したところ、中心核の星の速度は、中間質量ブラックホールが存在する場合に予想されるように、距離によって変化しないことが判明した。同じ研究で、星の光は中心に向かって増加せず、比較的一定のままであることも判明した。著者らは、この結果はノヨラらが提案したブラックホールを完全に排除するものではないが、それを裏付けるものではなく、その最大質量を太陽の12,000倍までに制限していると指摘している。
2024年7月10日の研究では、オメガケンタウリの中心にある7つの高速で移動する星を調査し、その速度が少なくとも太陽の8,200倍の質量を持つ中間質量ブラックホールと一致していることがわかりました。[28]
破壊された矮小銀河
オメガ・ケンタウリは矮小銀河の核であり、天の川銀河に破壊され吸収されたのではないかと推測されている。[29]実際、現在地球からわずか13光年しか離れていないカプタイン星は、オメガ・ケンタウリから生まれたと考えられている。 [30]オメガ・ケンタウリの天の川銀河における化学組成と運動もこの図式と一致している。[20]マヤルIIと同様に、オメガ・ケンタウリは金属量と恒星年齢の範囲が広く、球状星団のように一度に形成されたのではなく、実際にはずっと昔に天の川銀河に組み込まれた小さな銀河の核の残りである可能性がある。[31]
フィクションでは
イアン・ダグラスの小説『シンギュラリティ』（2012年）では、オメガ・ケンタウリとカプタインの星が破壊された矮小銀河から生まれたという事実が提示されており、この起源が小説の筋の中心となっている。物語が進むにつれて、オメガ・ケンタウリの科学的側面がいくつか議論され、その中には星団内の放射線環境の可能性や星団内から見た空の様子などが含まれる。[32]
ドイツのSFシリーズ「ペリー・ローダン」のスピンオフであるアトランシリーズの第7サイクルでは、アトランというキャラクターがオメガケンタウリで冒険を繰り広げます。 [33]
参照
参考文献
- ^ Shapley, Harlow; Sawyer, Helen B. (1927年8月)、「球状星団の分類」、Harvard College Observatory Bulletin、849 (849): 11–14、Bibcode :1927BHarO.849...11S。
- ^ ab Goldsbury, Ryan; et al. (2010年12月)、「ACS による銀河球状星団の調査。X. 65 個の星団の中心の新たな決定」、The Astronomical Journal、140 (6): 1830–1837、arXiv : 1008.2755、Bibcode :2010AJ....140.1830G、doi :10.1088/0004-6256/140/6/1830、S2CID 119183070。
- ^ ab van de Ven, G.; van den Bosch, RCE; Verolme, EK; de Zeeuw, PT (2006 年 1 月 2 日). 「球状星団 ω Centauri の動的距離と固有構造」.天文学と天体物理学. 445 (2): 513–543. arXiv : astro-ph/0509228 . Bibcode :2006A&A...445..513V. doi :10.1051/0004-6361:20053061. S2CID 15538249.
最適動的距離 D=4.8±0.3 kpc ... 測光法で得られた標準値 5.0±0.2 kpc と一致する
- ^ Skiff, Brian A. (1999年5月2日)、「Observational Data for Galactic Globular Clusters」、The NGC/IC Project、2018年2月4日時点のオリジナルよりアーカイブ、 2013年8月13日閲覧。
- ^ アーノルド、HJP; ドハティ、ポール; ムーア、パトリック (1999)、星の写真アトラス、CRC プレス、p. 173、ISBN 978-0750306546。
- ^ ab D'Souza, Richard; Rix, Hans-Walter (2013年3月)、「恒星の固有運動からの質量推定: ω Centauri の質量」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、429 (3): 1887–1901、arXiv : 1211.4399、Bibcode :2013MNRAS.429.1887D、doi : 10.1093/mnras/sts426。
- ^ 距離 × sin(直径角度 / 2)、距離 5 kpc、角度 36.3′ を使用、半径 86 ± 6 光年
- ^ ab Forbes, Duncan A.; Bridges, Terry (2010年5月)、「Accreted versus in situ Milky Way globular clusters」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、404 (3): 1203–1214、arXiv : 1001.4289、Bibcode :2010MNRAS.404.1203F、doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x、S2CID 51825384。
- ^ ab 「NGC 5139」。シンバッド。ストラスブール天文学センター。2006 年 11 月 16 日に取得。
- ^ 「オメガケンタウリ：最大の球状星団」。Universe for Facts 。 2014年12月21日閲覧。
- ^ 「APOD: 2010年3月31日 - オメガケンタウリの数百万の星」.
- ^ Noyola, Eva; Gebhardt, Karl; Bergmann, Marcel (2008). 「ジェミニとハッブル宇宙望遠鏡によるオメガケンタウリにおける中間質量ブラックホールの証拠」.アストロフィジカルジャーナル. 676 (2): 1008. arXiv : 0801.2782 . Bibcode :2008ApJ...676.1008N. doi :10.1086/529002. S2CID 208867075.
- ^ バイエル、ヨハン (1603)。ウラノメトリア（ラテン語）。アウグスブルク、[ドイツ]: クリストフ・マング。入手先: リンダ ホール図書館 (ミズーリ大学 (ミズーリ州カンザスシティ、米国)) 2018-07-24 にWayback Machineでアーカイブこの本のページには番号が付けられていません。ただし、本の終わりの方に「Tabula quadragesima prima, Centaurus.」 (ケンタウルス座の 41 番目の表) があります。この表では、オメガ ケンタウリが「21 ω In imo dorso」 (21 ω 背の下部) と記載されています。次のページには、ケンタウルス座と、ケンタウルスの背中の付け根に ω と表示された星としてオメガ ケンタウリが示されています。
- ^ 参照:
- ^ ab オメーラ、スティーブン・ジェームズ（2013）、ディープ・スカイ・コンパニオンズ：サザン・ジェムズ、ケンブリッジ大学出版局、p. 244、Bibcode：2013dcsg.book.....O、ISBN 978-1107015012。
- ^ シェソーは1745年から1746年にかけて星雲のリストをまとめた。彼はそのリストを手紙の形で祖父に送った。その手紙は1746年にフランス科学アカデミーで朗読された。しかし、それが初めて出版されたのは1892年になってからで、フランスの天文学者ギヨーム・ビグルダンによる大論文の一部として出版された。
- ビゴーダン、G. (1892)。 「Observations de nébuleuses et d'amas stellares」[星雲と星団の観測]。パリ天文台の年報。観察。 1884. (フランス語): G-1–G-103。Cheseaux の手紙 (フランス語) は、G-8 ～ G-9 ページに掲載されています。
- Cheseauxの手紙の英訳は、Jones, Kenneth Glyn (1969)「星雲の探索 - V」に掲載されています。英国天文学協会誌。79 : 105–112。書誌コード:1969JBAA...79..105J。シェソーの手紙の英訳は105～106ページに掲載されています。SAO/NASA Astrophysics Data Systemから入手できます。
- 参照：Philippe Loys de Chéseaux (1718 年 5 月 4 日 – 1751 年 11 月 30 日) SEDS: The Messier Catalog
- ^ ド・ラ・カイユ (1755)。 「Sur les étoiles nébuleuses du ciel austral」[南の空の星々について]。Histoire de l'Académie Royale des Sciences、avec les Mémoires de Mathématique & de Physique (フランス語)。1755 : 194–199。 ; 196 ページの表「Nébuleuse du Centaure ...」を参照。注: カタログ番号「L I.5」は、次のことを示します。星雲が 1755 年の Lacaille カタログに記載されていること (したがって「L」)、オメガ ケンタウリが「第 1 タイプ」の星雲であること ( première espèce、つまり 2 フィートの望遠鏡で見ると星を伴っていないように見える星雲。したがってローマ数字の「I」)、オメガ ケンタウリが第 1 タイプ星雲の 5 番目に記載されていること (したがって「5」)。参照: Deep Sky Observer's Companion – オンライン データベース
- ^ Dunlop , J. (1828). 「ニューサウスウェールズ州パラマッタで観測された南半球の星雲と星団のカタログ」王立協会哲学論文集。118 : 113–151。Bibcode :1828RSPT..118..113D。doi : 10.1098/rstl.1828.0010。オメガケンタウリは136ページに440番として記載されています。
- ^ Harrington, Phil (2013年5月1日)、「Binocular Universe: Songs of the Deep South」、Cloudy Nights Telescope Reviews 、 2013年8月13日閲覧。
- ^ ab 「オメガケンタウリにブラックホール発見」 ESA 2008-04-02 . 2009-11-06閲覧。
- ^ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (1998年3月22日)、「NGC 5139」、The Munich Astro Archive、2020年6月28日時点のオリジナルよりアーカイブ、 2013年8月13日閲覧。
- ^ ab 「球状星団の中心核を覗く」、ハッブル・サイト・ニュース・センター、2001年10月4日、2013年8月13日閲覧。
- ^ デビッド、メリット;ジョルジュ・メイラン。ミシェル市長（1997年9月）。 「オメガ・ケンタウリの素晴らしいダイナミクス」。天体物理学ジャーナル。114 : 1074–1086。arXiv : astro-ph/9612184。Bibcode :1997AJ....114.1074M。土井：10.1086/118538。S2CID 119478923。
- ^ ab Noyola, E.; Gebhardt, K.; Bergmann, M. (2008 年 4 月). 「ジェミニとハッブル宇宙望遠鏡による、ω ケンタウリの中間質量ブラックホールの証拠」.アストロフィジカル ジャーナル. 676 (2): 1008–1015. arXiv : 0801.2782 . Bibcode :2008ApJ...676.1008N. doi :10.1086/529002. S2CID 208867075.
- ^ Noyola, Eva; Christensen, Lars Lindberg; Villard, Ray; Michaud, Peter (2008年4月2日)「謎のオメガケンタウリにブラックホールが発見される」Monthly Notes of the Astronomical Society of South Africa、67 (5–6): 82、Bibcode :2008MNSSA..67...82。 、 2013年8月13日閲覧。
- ^ Anderson, J.; van der Marel, RP (2010年2月). 「オメガケンタウリにおける中間質量ブラックホールの新たな限界。I. ハッブル宇宙望遠鏡による測光と固有運動」.アストロフィジカルジャーナル. 710 (2): 1032–1062. arXiv : 0905.0627 . Bibcode :2010ApJ...710.1032A. doi :10.1088/0004-637X/710/2/1032. S2CID 15596662.
- ^ van der Marel, RP; Anderson, J. (2010年2月). 「オメガケンタウリにおける中間質量ブラックホールの新たな限界。II. 動的モデル」. The Astrophysical Journal . 710 (2): 1063–1088. arXiv : 0905.0638 . Bibcode :2010ApJ...710.1063V. doi :10.1088/0004-637X/710/2/1063. S2CID 15235670.
- ^ Haberle, Maximiliam; および 17 名 (2024 年 7 月 10 日). 「オメガケンタウリにある中間質量ブラックホールの周りの高速移動星」. Nature . 631 (8020): 285–288. arXiv : 2405.06015 . Bibcode :2024Natur.631..285H. doi :10.1038/s41586-024-07511-z. PMC 11236702. PMID 38987499 .
{{cite journal}}: CS1 maint: 数値名: 著者リスト (リンク) - ^ 「天文学者、オメガケンタウリに中型ブラックホールの疑いを発見」（プレスリリース）2008年4月2日。2009年11月6日閲覧。
- ^ 「Backward star ain't from round here」、New Scientist 、 2013年8月13日閲覧。
- ^ Hughes, JD; Wallerstein, G. (1998年12月)、「オメガケンタウリIの年齢と金属量の影響：ストロムグレン測光法」、米国天文学会紀要、30：1348、Bibcode：1998AAS...193.6809H。
- ^ ダグラス、イアン（2012）。シンギュラリティ。ハーパー・ボイジャー。ISBN 978-0061840272。
- ^ “ケンタウリ (ツィクルス) – ペリーペディア”.
さらに読む
- Myeong, GC; Evans, NW; Belokurov, V.; Sanders, JL; Koposov, SE (2018年4月). 「ωケンタウリの破片」.王立天文学会月報. arXiv : 1804.07050 . Bibcode :2018arXiv180407050M. doi : 10.1093/mnras/sty1403 .
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、オメガ・ケンタウリに関連するメディアがあります。
- ハッブルサイト - 球状星団の中心を覗く
- 星座ガイドのオメガケンタウリ
- ESA/ハッブルのオメガケンタウリ - リンクは機能していません 2005-12-27 にWayback Machineでアーカイブされました
- オメガケンタウリ：矮小銀河の元核？
- オメガケンタウリ、銀河球状星団データベースページ
- WikiSkyのオメガ ケンタウリ: DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素 α、X 線、天体写真、スカイマップ、記事と画像
- WikiSky のオメガ ケンタウリ - 拡大表示
- オメガケンタウリ: 誇り高き星団か、それとも悲しい残骸か? 2006-05-07 にWayback Machineでアーカイブ
- SEDS – NGC 5139
- StarDate: オメガケンタウリファクトシート
