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オリオン腕はオリオン・白鳥座腕としても知られ、幅3,500光年（1,100パーセク）、長さおよそ20,000光年（6,100パーセク）に及ぶ天の川銀河内の小さな渦巻き腕である。 [2]この銀河構造は地球を含む太陽系を囲んでいる。局部腕やオリオン橋などの別名で呼ばれることもあり、以前は局部腕やオリオン腕と呼ばれていた。白鳥座腕として知られるノルマ腕の外側の末端と混同しないように注意する必要がある。
命名と明るさ
この腕は、冬には北半球で最も目立つ星座の 1 つであるオリオン座にちなんで名付けられました(夏には南半球で最も目立つ星座の 1 つです)。オリオン腕のインタラクティブ マップに示されているように、空で最も明るい星のいくつかや、この星座の他のよく知られた天体 (ベテルギウス、リゲル、オリオン座のベルトの 3 つの星、オリオン大星雲など) がこの腕の中にあります。
位置
オリオン腕は、銀河中心に向かって突出するカリーナ・サジタリウス腕と、最も外側の主要な腕を形成する ペルセウス腕の局所部分の間に位置しています。
科学者たちはかつてオリオン腕は小さな構造、すなわちいて座カリーナとペルセウス座の間の「突起」であると信じていたが、2013年に提示された証拠はオリオン腕がペルセウス腕の枝か、あるいは独立した腕節であることを示唆している。[3]
太陽系は、腕の長さのほぼ中間にある、腕の星間物質内の相対的な空洞であるローカルバブルと呼ばれる内部の縁近くにあります。銀河中心から約 8,000 パーセク (26,000 光年) 離れています。
構成
最近、BeSSeL サーベイ (棒状および螺旋構造レガシーサーベイ) では、太陽から数キロパーセク以内の高質量星形成領域にある 30 個以上のメタノール(6.7 GHz) メーザーと水 (22 GHz)メーザーの視差と固有運動が解析されました。測定精度は ±10% 以上、3% 未満です。[要出典] HMSFR (高質量星形成領域) 内の星間メーザーの正確な位置から、局部腕はいて腕とペルセウス腕の間にある、天の川銀河の 4 分の 1 未満を巻き付ける腕の孤立した部分であると考えられます。この部分の長さは長さが約 20,000 光年、幅が約 3,000 光年で、ピッチ角は 10.1° ± 2.7° から 11.6° ± 1.8° です。これらの結果は、局部腕がこれまで考えられていたよりも大きく、そのピッチ角と星形成率は銀河系の主要な渦巻き腕に匹敵することを示唆している。局部腕は天の川銀河の5番目の特徴とも言える。[4] [5] [6] [7] [8]
形状
いて座腕とペルセウス腕の間にある局部腕の形状を理解するために、90° ≤ l ≤ 270° の間の約 1 Gyr の年齢を持つ特定の星の集団の恒星密度が Gaia DR2 を使用してマッピングされました。[9] 1 Gyr の集団が採用されたのは、局部腕をトレースする HMSFR 内のガスよりも大幅に進化した天体であるためです。局部腕に沿った恒星密度とガス分布の両方を比較する調査が行われてきました。研究者は、局部腕の近くに、特に 90° ≤ l ≤ 190° の領域で、HMSFR で識別される、わずかに顕著な腕のような恒星の過密度を発見しました。[8]
研究者らは、ローカルアームセグメントはガスと星形成雲のみと関連しており、星の著しい過密状態を示していると結論付けました。また、恒星の腕のピッチ角はガス定義の腕よりもわずかに大きく、ガス定義の腕と恒星の腕の間にはオフセットがあることも発見しました。恒星の渦巻き腕とHMSFR定義の渦巻き腕のピッチ角とオフセットのこれらの違いは、10 7 − 10 8年の典型的な星形成タイムスケールよりも長く続く渦巻き密度波で、星形成がガスの圧縮より遅れるという予想と一致しています。[10]
メシエ天体
オリオン腕には多数のメシエ天体が含まれています。
地図
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インタラクティブマップ
参照
参考文献
- ^ 詳細については、この NASA アニメーションの「Spiral Arms」の部分を参照してください。
- ^ 徐、葉;リード、マーク。ダム、トーマス。メンテン、カール。酒井信行；リー、ジンジン。ブルンターラー、アンドレアス。モスカデリ、ルカ。張、博。鄭興武（2016年9月28日）。 「天の川の局所螺旋構造」。科学の進歩。2 (9): e1600878。arXiv : 1610.00242。Bibcode :2016SciA....2E0878X。土井：10.1126/sciadv.1600878。PMC 5040477。PMID 27704048。
- ^ Dave Finley、「地球の天の川銀河周辺がさらに尊敬される」、国立電波天文台、2013年6月3日。
- ^リード、マーク、チェン、シン・ウー（2020 年4月）。 「天の川銀河の新しい見方」。サイエンティフィック・アメリカン。322 （4）：28。doi ：10.1038/scientificamerican0420-28。PMID 39014607 。
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- ^ Xu, Y.; Li, JJ; Reid, MJ; Menten, KM; Zheng, XW; Brunthaler, A.; Moscadelli, L.; Dame, TM; Zhang, B. (2013年4月30日). 「天の川銀河の局所渦巻き腕の性質について」.天体物理学ジャーナル. 769 (1): 15. arXiv : 1304.0526 . Bibcode :2013ApJ...769...15X. doi :10.1088/0004-637X/769/1/15.
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- ^ ab 広田智也;永山拓海本間希木；他。 （2020年8月）。 「初のVERA天文カタログ」。日本天文学会の出版物。72 (4)。arXiv : 2002.03089。土井：10.1093/pasj/psaa018。
- ^ 宮地、祐介;酒井信行；川田 大輔馬場純一；本間希木；松永典之藤澤健太（2019） 「ガイア DR2 のローカル腕における星の過密度」。天体物理学ジャーナル。882 (1): 48. arXiv : 1907.03763。Bibcode :2019ApJ...882...48M。土井：10.3847/1538-4357/ab2f86。S2CID 195847953。
- ^ Shen, Juntai; Zheng, Xing-Wu (2020年10月). 「天の川銀河の棒状腕と渦巻き腕：構造と運動学」.天文学と天体物理学の研究. 20 (10): 159. arXiv : 2012.10130 . Bibcode :2020RAA....20..159S. doi :10.1088/1674-4527/20/10/159.
外部リンク
- 天の川銀河のメシエ天体 (SEDS)
- 天の川銀河の3Dマップ
