ロゼット星雲

ロゼット星雲
散光星雲
H II 領域
	ハッブル宇宙望遠鏡による狭帯域のバラ星雲
観測データ: J2000.0 エポック
赤経	06時間33分45秒
偏角	+04° 59′ 54″
距離	5,200 光年 (1,600 pc )
見かけの等級（V）	9.0
見かけの寸法（V）	1.3 °
星座	一角獣
身体的特徴
半径	65 光年
注目すべき機能	多部分星雲
指定	SH 2-275、 CTB 21、コールドウェル 49
	参照:星雲の一覧

バラ星雲（コールドウェル 49とも呼ばれる）は、天の川銀河のいっかくじゅう座領域にある巨大分子雲の一端近くにあるH II 領域です。散開星団 NGC 2244（コールドウェル 50）は、この星雲と密接に関連しており、散開星団の星は星雲の物質から形成されました。

この星雲は人間の頭蓋骨を思わせる形をしていることから、「頭蓋骨星雲」と呼ばれることもある。「頭蓋骨星雲」という愛称を持つNGC 246と混同しないように注意する必要がある。 ^[3]^[4]

説明

この複合施設には、次の新総合カタログ(NGC) の指定があります。

NGC 2237 – 星雲領域の一部（星雲全体を表す場合にも使用される）
NGC 2238 – 星雲領域の一部
NGC 2239 – 星雲領域の一部（ジョン・ハーシェルが発見）
NGC 2244 – 星雲内の散開星団（ 1690年にジョン・フラムスティードが発見）^{[引用が必要]}
NGC 2246 – 星雲領域の一部

この星団と星雲は地球から5,000光年の距離にあり^[5]、直径は約130光年です。若い星からの放射線が星雲内の原子を励起し、原子自身が放射線を放出して、私たちが目にする放射星雲を作り出します。星雲の質量は太陽の約10,000倍と推定されています。

チャンドラX線天文台による星雲の調査により、可視光線のバラ星雲の内部と高密度分子雲内に多数の生まれたばかりの星が存在することが明らかになりました。この星形成複合体には、電離した泡を膨らませる主な原因である巨大なO型星HD 46223とHD 46150を含む、約2500個の若い星があります。 ^[6]^[7] 進行中の星形成活動のほとんどは、泡の南東にある高密度分子雲で発生しています。^[8]

バブル内の星々の間には拡散したX線の輝きも見られ、これは100万～1000万Kの温度範囲の超高温プラズマに起因すると考えられている。 ^[9]これはHII領域で見られる1万Kのプラズマよりもかなり高温であり、大質量O型星からの衝撃波加熱風に起因する可能性が高い。

2019年4月16日、オクラホマ州議会はロゼット星雲を州の公式天体とする法案HB1292を可決した。オクラホマ州知事ケビン・スティットは2019年4月22日に署名し、法律として発効した。^[10]

参照

参考文献

^ abcd 「NGC 2237」。シンバッド。ストラスブール天文学センター。2006 年 10 月 23 日に取得。
^ Phelps, Randy L.; Ybarra, Jason E. (2005). 「ロゼット分子雲におけるパーセク規模の流出?」.天体物理学ジャーナル. 627 (2): 845–849. Bibcode :2005ApJ...627..845P. doi : 10.1086/430431 .
^ 「バラ星雲の中心に穴」CNN 2018年2月14日。
^ 「バラ星雲 | 望遠鏡で見る天体写真」
^ 『ケンブリッジ・ディープ・スカイ・コンパニオンズ - コールドウェル天体』、SJ・オメーラ＆P・ムーア、ケンブリッジ大学出版局、ISBN 0-521-82796-5（2002）
^ Kuhn, MA; et al. (2015). 「 若い恒星団の空間構造。II. 若い恒星の総数」。天体物理学ジャーナル。802 (1): 60。arXiv : 1501.05300。Bibcode : 2015ApJ...802...60K。doi : 10.1088/ 0004-637X /802/1/60。S2CID 119309858 。
^ Wang, J.; et al. (2008). 「AChandraによるロゼット星形成複合体の研究。I .若い散開星団 NGC 2244 の恒星集団と構造」。天体物理学ジャーナル。675 ( 1): 464–490。arXiv : 0711.2024。Bibcode : 2008ApJ ...675..464W。doi : 10.1086/526406。S2CID 11144784。
^ Ybarra, JE; et al. (2013). 「ロゼット分子雲における星形成の進行」.アストロフィジカルジャーナル. 769 (2): 140. arXiv : 1303.1226 . Bibcode :2013ApJ...769..140Y. doi :10.1088/0004-637X/769/2/140. S2CID 119214676.
^ Townsley, LK; et al. (2003). 「M17 とバラ星雲の 10 MK ガス: 銀河 H II 領域における X 線の流れ」.アストロフィジカルジャーナル. 593 (2): 874–905. arXiv : astro-ph/0305133 . Bibcode :2003ApJ...593..874T. doi :10.1086/376692. S2CID 16188805.
^ 「法案情報」www.oklegislature.gov . 2019年4月17日閲覧。

外部リンク

ロゼット星雲（SEDS）
チャンドラ天文台によるバラ星雲の研究
NOAO; 「バラ星雲で不安定な若い星が成熟に向かって飛び散る」
NightSkyInfo.com – ロゼット星雲
今日の天文写真
- バラ星雲の塵の彫刻 – 2007 年 6 月 6 日
- バラ星雲の塵の彫刻 – 2009 年 12 月 2 日
- ロゼットのフィールド – 2010年2月14日
オランダのバラ星雲
バラ星雲の深宇宙画像
宇宙のスケール（今日の天文写真2012年3月12日）
WikiSkyのバラ星雲: DSS2、SDSS、GALEX、IRAS、水素α、X 線、天体写真、天空図、記事と画像
クリエイティブコモンズロゼット星雲、データのダウンロードと処理ガイド

[simbad-1] 「NGC 2237」。シンバッド。ストラスブール天文学センター。2006 年 10 月 23 日に取得。

[Phelpsetal2005-2] Phelps, Randy L.; Ybarra, Jason E. (2005). 「ロゼット分子雲におけるパーセク規模の流出?」.天体物理学ジャーナル. 627 (2): 845–849. Bibcode :2005ApJ...627..845P. doi : 10.1086/430431 .

[3] 「バラ星雲の中心に穴」CNN 2018年2月14日。

[4] 「バラ星雲 | 望遠鏡で見る天体写真」

[Camb-CaldCat-5] 『ケンブリッジ・ディープ・スカイ・コンパニオンズ - コールドウェル天体』、SJ・オメーラ＆P・ムーア、ケンブリッジ大学出版局、ISBN 0-521-82796-5（2002）

[Kuhn15-6] ^ Kuhn, MA; et al. (2015). 「 若い恒星団の空間構造。II. 若い恒星の総数」。天体物理学ジャーナル。802 (1): 60。arXiv : 1501.05300。Bibcode : 2015ApJ...802...60K。doi : 10.1088/ 0004-637X /802/1/60。S2CID 119309858 。

[Wang08-7] Wang, J.; et al. (2008). 「AChandraによるロゼット星形成複合体の研究。I .若い散開星団 NGC 2244 の恒星集団と構造」。天体物理学ジャーナル。675 ( 1): 464–490。arXiv : 0711.2024。Bibcode : 2008ApJ ...675..464W。doi : 10.1086/526406。S2CID 11144784。

[Ybarra13-8] Ybarra, JE; et al. (2013). 「ロゼット分子雲における星形成の進行」.アストロフィジカルジャーナル. 769 (2): 140. arXiv : 1303.1226 . Bibcode :2013ApJ...769..140Y. doi :10.1088/0004-637X/769/2/140. S2CID 119214676.

[Townsley03-9] Townsley, LK; et al. (2003). 「M17 とバラ星雲の 10 MK ガス: 銀河 H II 領域における X 線の流れ」.アストロフィジカルジャーナル. 593 (2): 874–905. arXiv : astro-ph/0305133 . Bibcode :2003ApJ...593..874T. doi :10.1086/376692. S2CID 16188805.

[10] 「法案情報」www.oklegislature.gov . 2019年4月17日閲覧。