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| 散光星雲 | |
|---|---|
 可視光と赤外線の合成画像で見たオリオン星雲全体。2006年にハッブル宇宙望遠鏡で撮影。 | |
| 観測データ: J2000 エポック | |
| サブタイプ | 反射・放射[2] |
| 赤経 | 05時間35分17.3秒[1] |
| 偏角 | −05° 23′ 28″ [1] |
| 距離 | 1,344±20 光年 （412 [3] pc） |
| 見かけの等級（V） | 4.0 [4] |
| 見かけの寸法（V） | 65×60 分角[5] |
| 星座 | オリオン |
| 身体的特徴 | |
| 半径 | 12 [a] ly |
| 絶対等級（V） | -4.1 |
| 注目すべき機能 | 台形クラスター |
| 指定 | NGC 1976、M42、 LBN 974、シャープレス281 |
オリオン大星雲（メシエ42、M42、NGC 1976とも呼ばれる）は、天の川銀河にある散光星雲で、オリオン座のオリオンベルトの南に位置し、[b]、オリオンの「剣」の真ん中の「星」として知られています。最も明るい星雲の1つで、見かけの等級は4.0で、夜空で肉眼で見ることができます。地球からは1,344 ± 20光年（412.1 ± 6.1 pc）離れており、 [3] [6]地球に最も近い大質量星形成領域です。M42星雲の差し渡しは24光年と推定されています（したがって、地球からの見かけの大きさは約1度です）。質量は太陽の約2,000倍です。古い文献ではオリオン星雲はオリオン大星雲、あるいはオリオン大星雲と呼ばれることが多い。[7]
オリオン大星雲は、夜空で最も精査され、撮影された天体の一つであり、最も熱心に研究されている天体の一つです。[8]この星雲は、ガスと塵の雲が崩壊して恒星や惑星系が形成される過程について多くのことを明らかにしてきました。天文学者は、星雲内の原始惑星系円盤や褐色矮星、ガスの激しい乱流運動、星雲内の近くの巨大な恒星の 光電離効果を直接観測してきました。
身体的特徴
オリオン大星雲は、光害の影響を受ける地域からでも肉眼で見ることができます。オリオンのベルトの南に位置する3つの星である「剣」の真ん中の「星」として見られます。鋭い観察者には「星」はぼやけて見えますが、双眼鏡や小型望遠鏡で星雲ははっきりと見えます。M42の中心部のピーク表面輝度は約17 Mag/arcsec 2で、外側の青みがかった輝きのピーク表面輝度は21.3 Mag/arcsec 2です。[9]
オリオン大星雲には、直径1.5光年以内に4つの主星が集まっていることからトラペジウム星団と呼ばれる非常に若い散開星団がある。シーイングの良い夜には、このうち2つが連星系に分解され、合計6つの星となる。トラペジウム星団の星々は、他の多くの星々と同様に、まだ誕生から間もない。トラペジウム星団は、直径20光年以内に約2,800個の星が集まる、はるかに大きなオリオン大星雲星団の一部である。[10]オリオン大星雲は、はるかに大きなオリオン分子雲複合体に囲まれており、その直径は数百光年あり、オリオン座全体に広がっている。 200万年前、オリオン星雲団には、ぎょしゃ座AE星、おおぐま座53星、コロンバエMu星といった逃走星が存在したと考えられており、現在これらの星は100km/s（62mi/s）以上の速度で星雲から遠ざかっています。[11]
着色
観測者たちは、赤色と青紫色の領域に加えて、星雲の独特の緑がかった色合いに長い間注目してきました。赤い色合いは、波長656.3 nm のHα再結合線放射によるものです。青紫色は、星雲の中心にある 大質量O 型星からの反射放射によるものです。
20世紀初頭、この緑色は天文学者にとって謎だった。当時知られていたスペクトル線では説明できなかったからだ。この線は新しい元素によって引き起こされたのではないかという憶測もあり、この謎の物質に星雲という名前が付けられた。しかし、原子物理学の理解が深まるにつれ、緑色のスペクトルは二重イオン化酸素における低確率の電子遷移、いわゆる「禁制遷移」によって引き起こされたことが判明した。この放射は、深宇宙の高真空にある静止したほぼ衝突のない環境に依存していたため、当時の実験室では再現不可能だった。[12]
歴史
中央アメリカのマヤ人が「三つの炉石」の創造神話の中でこの星雲について記述したのではないかという推測がある。もしそうだとすれば、この三つはオリオン座の基部にある二つの星、リゲルとサイフ、そして想像上の狩人の「ベルト」の先端にあるもう一つの星、アルニタクに対応する。これらはほぼ完璧な正三角形[曖昧]の頂点であり、その三角形の中央にあるオリオンの剣(オリオン星雲を含む)は、現代の神話ではコーパルの香の煙のしみとして、あるいは (それが示唆する翻訳では) 古代の神話では、文字通りまたは比喩的に燃える創造の残り火として見られる。[13] [14]
プトレマイオスの『アルマゲスト』もアル・スーフィーの『恒星の書』も、夜空の他の場所に星雲の斑点を記載しているにもかかわらず、この星雲については触れていない。また、ガリレオも1610年と1617年にこの星雲の周囲を望遠鏡で観測しているにもかかわらず、この星雲については触れていない。 [15]このことから、照明星のフレアアップによって星雲の明るさが増したのではないかという憶測が生まれている。[16]
オリオン大星雲の拡散星雲としての性質を初めて発見したのは、一般的にはフランスの天文学者ニコラ・クロード・ファブリ・ド・ペイレスクであるとされており、彼は1610年11月26日、彼の後援者であるギヨーム・デュ・ヴェールが購入した屈折望遠鏡でこの星雲を観測した記録を残した。[15]
この星雲に関する最初の観測結果は、ルツェルンのイエズス会の数学者で天文学者のヨハン・バプティスト・シサットが1619年に書いた彗星に関する論文（1611年まで遡ると思われるこの星雲の観測について記述）である。[17] [18]彼はこの星雲と1618年に観測された明るい彗星を比較し、自分の望遠鏡でこの星雲がどのように見えたかを次のように記述している。
同様に、いくつかの星が非常に狭い空間に圧縮され、星の周囲と星の間に白い雲のような白い光が注がれているのがわかります。[19]
中心の星々は彗星の頭とは異なり「長方形」であるという彼の説明は、トラペジウム星団の初期の記述であった可能性がある。[15] [19] [20]（この星団の4つの星のうち3つを最初に発見したのは、1617年2月4日のガリレオ・ガリレイとされている。 [21] [22]）[一次資料以外が必要]
この星雲はその後数年にわたって、ジョヴァンニ・バッティスタ・ホディエルナ（彼のスケッチは『De systemate orbis cometici, deque admirandis coeli characteribus 』で初めて出版された）を含む他の著名な天文学者数名によって独立して「発見」された（肉眼でも見える）。[23] 1659年、オランダの科学者クリスティアーン・ホイヘンスは『Systema Saturnium』でこの星雲の中心領域の最初の詳細な図面を発表した。[24]
シャルル・メシエは1769年3月4日にこの星雲を観測し、トラペジウムの3つの星にも注目した。メシエは1774年に深宇宙天体のカタログの初版を出版した（1771年に完成）。[25]オリオン大星雲は彼のリストの42番目の天体であったため、M42と識別されるようになった。
1865年、イギリスのアマチュア天文学者 ウィリアム・ハギンズが視覚分光法を使ってこの星雲を調べ、これまで調べた他の星雲と同様、この星雲も「発光ガス」でできていることを示した。[26] 1880年9月30日、ヘンリー・ドレイパーが新しい乾板写真法と11インチ (28 cm) の屈折望遠鏡を使ってオリオン星雲を51分間露出で撮影した。これは星雲の天体写真史上初の例となった。1883年のこの星雲の別の一連の写真は、アマチュア天文学者アンドリュー・エインズリー・コモンが乾板法を使って、ロンドン西部イーリングの自宅裏庭に自作した36インチ (91 cm) の反射望遠鏡で最長60分間露出で数枚の画像を記録し、天体写真の飛躍的進歩となった。これらの画像は初めて、人間の目では見えないほど暗い星や星雲の詳細を映し出した。[27]
1902年、フォーゲルとエバーハルトは星雲内で異なる速度を発見し、1914年までにマルセイユの天文学者は干渉計を使用して回転と不規則な動きを検出しました。キャンベルとムーアは分光器を使用してこれらの結果を確認し、星雲内の乱流を実証しました。[28]
1931年、ロバート・J・トランプラーはトラペジウム付近の暗い星が星団を形成していることに気づき、初めてそれをトラペジウム星団と名付けた。その等級とスペクトル型に基づいて、トランプラーは距離を1,800光年と推定した。これは当時の一般的な距離推定値の3倍であったが、現代の値にかなり近いものであった。[29]
1993年、ハッブル宇宙望遠鏡が初めてオリオン星雲を観測しました。それ以来、この星雲はハッブル宇宙望遠鏡の研究対象として頻繁に取り上げられてきました。画像は星雲の詳細な3次元モデルの構築に使用されました。星雲内の新しく形成されたほとんどの星の周囲には原始惑星系円盤が観測されており、最も質量の大きい星からの高レベルの紫外線エネルギーの破壊的な影響が研究されています。[30]
2005年、ハッブル宇宙望遠鏡の高性能サーベイカメラが、これまでで最も詳細な星雲画像の撮影を完了した。この画像は望遠鏡の104周回にわたって撮影され、幼い褐色矮星や褐色矮星連星の可能性があるものを含む、23等級までの3,000個以上の星が写し出された。[31] 1年後、ハッブル宇宙望遠鏡に携わる科学者らは、食連星褐色矮星のペア2MASS J05352184–0546085の質量を初めて発表した。このペアはオリオン星雲にあり、質量はそれぞれ約0.054 M ☉と0.034 M ☉、公転周期は9.8日である。驚いたことに、2つのうち質量が大きい方が明るさが小さいことも判明した。[32]
2023年10月、天文学者たちはジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によるオリオン星雲の観測に基づいて、木星と質量が似ている2つの放浪惑星を発見したと報告し、JuMBO（木星質量連星体の略）と呼ばれた。[33]
構造
オリオン大星雲の全体は空の 1° の領域に広がっており、ガスと塵の中性雲、星団、イオン化されたガス塊、反射星雲などが含まれています。
この星雲は、オリオン分子雲複合体として知られるはるかに大きな星雲の一部である。オリオン分子雲複合体はオリオン座全体に広がっており、バーナードループ、馬頭星雲、M43、M78、炎星雲などが含まれる。分子雲複合体全体で星が形成されつつあるが、若い星のほとんどは、オリオン星雲を照らしているような密集した星団に集中している。[34] [35]
この星雲の現在の天文学モデルは、大体オリオン座θ 1星 Cを中心とする電離 ( H II ) 領域で構成されており、この領域は、若い大質量星によって形成された空洞内の細長い分子雲の側面にあります。[37] (オリオン座θ 1星 C は、次に明るい星であるオリオン座θ 2星 Aの 3～4 倍の光電離光を放射します。) H II 領域の温度は 10,000 K にも及びますが、この温度は星雲の端の近くでは劇的に低下します。[38]星雲の放射は、主に空洞の背面にある光電離ガスから来ています。[39] H II 領域は、より中性で高密度の雲の不規則な凹状の湾に囲まれており、湾の外側には中性ガスの塊があります。これは、オリオン分子雲の周囲にあります。分子雲内のガスは、特に中心核付近でさまざまな速度と乱流を示します。相対的な動きは最大10 km/s（22,000 mi/h）で、局所的な変動は最大50 km/s、場合によってはそれ以上です。[38]
観測者はオリオン星雲のさまざまな特徴に名前を付けています。北から明るい領域に伸びる暗い湾は「サイヌス・マグナス」として知られており、[40]「魚の口」とも呼ばれています。両側の照らされた領域は「翼」と呼ばれています。他の特徴には「剣」、「突き」、「帆」などがあります。[41]
星の形成
オリオン星雲は、新しい星が生まれている恒星育成場の一例です。星雲の観測により、星雲内にはさまざまな形成段階にある約 700 個の星があることが明らかになりました。
1979年、ピク・デュ・ミディ天文台のラレマン電子カメラによる観測で、トラペジウム星団の近くに6つの未分解の高電離源が示された。これらの源は、部分的に電離した球状天体（PIG）と解釈された。これらの天体はM42によって外側から電離されていると考えられた。[42]その後の超大型干渉電波望遠鏡（VLA）による観測では、これらの源に関連する太陽系サイズの凝結が示された。ここで、これらの天体は蒸発する原始星降着円盤に囲まれた低質量の星である可能性があるという考えが浮上した。[43] 1993年、ハッブル宇宙望遠鏡による観測で、オリオン星雲内に原始惑星系円盤の主要な確認が得られ、プロプライドと呼ばれている。[44] [45] HSTは星雲内に150を超える原始惑星系円盤を明らかにしており、これらは太陽系形成の初期段階にあるシステムであると考えられている。それらの膨大な数は、宇宙において惑星系の形成がかなり一般的であることを示す証拠として用いられてきた。
星は、HII 領域にある水素やその他のガスの塊が自身の重力で収縮することで形成されます。ガスが収縮するにつれて、中心の塊が強くなり、重力による位置エネルギーが熱エネルギーに変換されてガスが極度の温度まで加熱されます。温度が十分に高くなると、核融合が点火し、原始星が形成されます。原始星は、重力とバランスを取り、重力による収縮を止めるのに十分な放射エネルギーを放出し始めると「誕生」します。
通常、核融合反応が始まる前には、恒星からかなり離れたところに物質の雲が残ります。この残留雲が原始星の原始惑星系円盤であり、ここで惑星が形成される可能性があります。最近の赤外線観測では、これらの原始惑星系円盤の塵粒子が成長し、微惑星形成への道を歩み始めていることが示されています。[46]
原始星が主系列段階に入ると、恒星として分類される。ほとんどの惑星系円盤は惑星を形成できるが、観測によれば、トラペジウム群が星団内の低質量星と同じくらい古いとすれば、その近くで形成されたプロピリドは恒星からの強い放射線によって破壊されているはずである。[30]プロピリドはトラペジウム群のすぐ近くで発見されているため、これらの星は星団の他の星よりもはるかに若いと言える。[c]
恒星風とその影響
星雲内の星々は形成されると、恒星風と呼ばれる荷電粒子の流れを放出する。大質量星や若い星は太陽よりもはるかに強い恒星風を持つ。[47]恒星風は星雲内のガスに遭遇すると衝撃波や流体力学的不安定性を形成し、それがガス雲の形を形成する。恒星風からの衝撃波はガス雲を圧縮して密度の不均一性を作り出し、それが雲の重力崩壊につながることで恒星形成にも大きな役割を果たしている。
オリオン星雲には3種類の衝撃波があり、その多くはハービッグ・ハロー天体で観測されている。[48]
- 弓状衝撃波は静止しており、2 つの粒子流が衝突したときに形成されます。弓状衝撃波は、恒星風の速度が毎秒数千キロメートルと推定される星雲内の最も熱い星の近くに存在し、星雲の外側の部分では速度が毎秒数十キロメートルです。弓状衝撃波は、恒星ジェットが星間粒子に衝突したときに、恒星ジェットの先端でも形成されることがあります。
- ジェット駆動衝撃波は、新生のTタウリ型星から噴出する物質のジェットから形成される。これらの細い流れは秒速数百キロメートルで移動しており、比較的静止したガスに遭遇すると衝撃波となる。
- 歪んだ衝撃波は、観察者には弓状のように見えます。これは、ジェット推進の衝撃波が横流で移動するガスに遭遇したときに発生します。
- 恒星風と周囲の雲の相互作用によっても「波」が形成され、これは流体力学的ケルビン・ヘルムホルツ不安定性によるものと考えられている。[49]
M42のガスの動的運動は複雑だが、湾の開口部を通って地球に向かっている。[38]イオン化領域の後ろにある大きな中性領域は現在、自身の重力によって収縮している。
オリオン大星雲の水素雲を突き抜ける超音速のガス「弾丸」もある。それぞれの弾丸は冥王星の軌道の10倍の直径があり、先端には赤外線で輝く鉄原子がついている。おそらく1000年前に未知の激しい出来事によって形成されたものと思われる。[50]
進化
オリオン大星雲のような星間雲は、天の川銀河などの銀河のいたるところで見つかっています。星間雲は、重力で束縛された冷たい中性水素の塊として始まり、微量の他の元素と混ざり合っています。雲には太陽の何十万倍もの質量があり、数百光年にわたって広がります。雲を崩壊させるほどの小さな重力は、雲内のガスの非常に微弱な圧力によって相殺されます。
渦巻き腕との衝突や超新星からの衝撃波によって、原子はより重い分子に沈殿し、その結果分子雲が形成される。これは、領域がジーンズ質量を通過し、不安定化した体積が崩壊してディスクになるときに、通常1000万～3000万年の期間内に雲内での星の形成の前兆となる。ディスクは中心に集中して星を形成し、その周囲を原始惑星系円盤が取り囲む可能性がある。これは星雲の進化の現在の段階であり、崩壊する分子雲からさらに星が形成され続けている。現在オリオン星雲で見られる最も若く明るい星は30万年未満であると考えられており、[51]最も明るい星でも1万年程度である可能性がある。これらの崩壊する星の中には特に大質量のものがあり、大量の電離紫外線を放射することがある。その一例がトラペジウム星団で見られる。時間の経過とともに、星雲の中心にある巨大な星からの紫外線が光蒸発と呼ばれるプロセスで周囲のガスと塵を押しのけます。このプロセスにより星雲の内部空洞が形成され、中心にある星が地球から見えるようになります。[8]これらの星の中で最も大きなものは寿命が短く、超新星へと進化します。
約10万年以内に、ガスと塵の大部分が放出され、その残骸は若い散開星団、つまり以前の雲からの細い糸状体に囲まれた明るく若い星の集団を形成するだろう。[52]
参照
注記
- ^ 1,270 × tan( 66′ / 2 ) = 12光年半径
- ^北半球の温帯からは、この星雲はオリオン座のベルトの下に見えます。南半球の温帯からは、この星雲はオリオン座のベルトの上に見えます。
- ^ C. ロバート・オデルは、このウィキペディアの記事について次のようにコメントしています。「唯一の重大な誤りは、恒星形成セクションの最後の文です。正しくは『ほとんどの惑星円盤は惑星を形成できますが、観測によると、トラペジウム群が星団内の低質量星と同じくらい古い場合、トラペジウム群の近くで形成されたプロプライドは、強力な恒星放射線によって破壊されているはずです。プロプライドはトラペジウム群の非常に近くで発見されているため、これらの星は星団の他のメンバーよりもはるかに若いと言えます。』」
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外部リンク
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オリオン座の大星雲
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オリオン星雲の望遠鏡による研究
- 1883年にアンドリュー・エインズリー・コモンが撮影したオリオン星雲の写真。ロンドン科学博物館のコレクションの一部。
- ウェイバックマシンのオリオン星雲のアニメーションツアー（2013年6月6日アーカイブ）、サウスウェールズ大学
- チャンドラ/HST が観測したオリオン星雲
- ジェミニ天文台が観測したオリオン大星雲
- ESA/ハッブルのオリオン星雲 2009年1月30日アーカイブ、Wayback Machineにて
- メシエ 42、SEDS メシエ ページ、特に NGC 1976。
- 2006年1月 ハッブル宇宙望遠鏡によるオリオン星雲の画像
- 2006年1月ハッブル宇宙望遠鏡によるトラペジウム星団の画像
- オリオン大星雲 M42、ハッブル画像
- オリオン星雲の驚くべき新しい画像が撮影されました。SpaceFlight Now、2001 年。
- NightSkyInfo.com – オリオン大星雲
- 今日の天文写真
- スピッツァーのオリオン 2010年4月10日
- オリオン座で現在形成中の惑星系 2009年12月22日
- オリオン大星雲 2008年10月23日
- Gray, Meghan; et al. 「M42 – オリオン星雲」。Deep Sky Videos。Brady Haran。
- WikiSkyのオリオン星雲: DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像
- ESO: オリオン座の雲の隠された秘密（写真とアニメーション付き）
