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さそり座–ケンタウルス座アソシエーション（ Sco–CenまたはSco OB2とも呼ばれる）は、太陽系に最も近いOB アソシエーションで、3 つのサブグループ (上部さそり座、上部ケンタウルス–おおかみ座、下部ケンタウルス–みなみじゅうじ座) から構成され、太陽から420光年(130パーセク)の距離に位置しています。[ 3 ] [ 4 ]改良されたHipparcosデータを使用した分析により、既知のメンバーの数は 436 個になりました。この星団は、明らかにサブ分類の必要性のない、星の連続的な広がりを示しています。[ 5 ]
さそり座–ケンタウルス座サブグループの年齢は、1100万年（さそり座上部）[ 6 ]から約1500万年（ケンタウルス座上部–おおかみ座およびケンタウルス座下部–みなみじゅうじ座）までです。さそり座、おおかみ座、ケンタウルス座、みなみじゅうじ座の明るい星の多くは、実際にはさそり座–ケンタウルス座アソシエーションの最も明るいメンバーであり、赤色超巨星アンタレス（さそり座上部で最も質量が大きいメンバー）や南十字星のほとんどの星が含まれます。[ 7 ] 3つのサブグループそれぞれの恒星の総数は恐らく1000–2000個程度であり、[ 8 ]アソシエーション全体の星の数は1万個を超えています。[ 9 ]
さそり座・ケンタウリ星団の恒星は、年間約 0.02～0.04秒角の収束固有運動を示しており、これは恒星がほぼ平行な速度ベクトルを持ち、太陽に対して約 20 km/sで移動していることを示しています。サブグループ内の速度のばらつきは 1～2 km/s 程度であり、[ 10 ]このグループは重力的に束縛されていない可能性が最も高いです。過去 1500 万年の間にさそり座・ケンタウリ星団でいくつかの超新星が爆発し、ループ I バブルを含む、グループの周りに膨張するガス超バブルのネットワークを残しました。[ 11 ]
約 300 万年前に太陽の近傍で、おそらく Sco-Cen のメンバーである近くの超新星が爆発し[ 12 ] 、鮮新世-更新世境界の海洋絶滅を引き起こし[ 13 ] 、太平洋の堆積物中の深海鉄マンガン地殻と生物起源の磁鉄鉱結晶に放射性60 Feを残したという仮説が立てられている。 [ 14 ]しかし、他の研究では、この超新星の発生距離が 100 パーセク以上であると指摘し、紫外線 B (UV-B) カタストロフィーとして知られるメカニズムを通じてこの絶滅に寄与しなかったとは考えにくいと主張している。[ 14 ] [ 15 ] 2019 年に、研究者らは南極で星間鉄を発見し、それをSco-Cen アソシエーションの近くで形成された可能性がある局所星間雲と関連付けている。[ 16 ]
さそり座・ケンタウルス座アソシエーションは、全天で最も目立つ、容易に認識できる銀河構造の 1 つであり、見かけの大きさの点では、地球から見える OB アソシエーションの中で最大です。50 度以上に広がり、非常に明るい青い星が多数含まれており、それらの見かけの等級は 1 等級に達するため、大都市の中心部からでも見ることができます。[ 17 ]一般的に言えば、オオカミ座、さそり座の北部、ケンタウルス座、南十字星の星座を構成する明るい星のほとんどすべてがこのアソシエーションに属していると言えます。例外は、アルファ ケンタウリ、ガクルックス、シータ ケンタウリ、イオタ ケンタウリなど、この領域に現れるのはアソシエーションに対して前景にあるため、視覚的な遠近法によるものです。アソシエーションは、天の川の光の軌跡に接しており、天の川に対して 20 度以上傾いています。[ 3 ]
さそり座・ケンタウルス座連合は、完全に南天半球に位置しています。最北端はアンタレス領域と一致し、平均赤緯は-23°で、北半球の大部分からでもそれほど苦労せずに見ることができます。中央部分はオオカミ座と北ケンタウルス座と一致し、平均南緯40°に位置し、温帯、地中海、亜熱帯の低緯度からのみ観測できます。[ 3 ]南部分はケンタウルス座と南十字星の最南端まで伸び、ハエ座に接し、明るい散開星団IC 2602 （南プレアデス星団）のあるりゅうこつ座で終わります。南部分は熱帯地域からのみ容易に観測でき、南半球から見ると周極星のように見え、中緯度帯全体に広がっているのは偶然ではありません。[ 3 ]
星空全体に広く広がっているため、この星団を完全にはっきりと見ることができるのは、天の川の影響を受ける部分（最南端に相当）が地平線上に高く見える南半球の地域に限られます。南の地平線に障害物が全くなければ、赤道の北、低熱帯地域でも地球規模で見ることができます。[ 17 ]夕方の観測に最適な時期は3月から6月で、南半球の夜に空高くに現れると秋の到来を示し、北半球では南東にケンタウルス座とさそり座の北側が現れると夏の到来が間近であることを示します。[ 18 ]
分点歳差運動により、南天の極は南十字星とりゅうこつ座の間の南西の領域に向かってゆっくりと移動しています。数千年後、南天の極が天の川と偽十字星群を指すようになる頃には、さそり座とケンタウルス座の星々は最南端に達しているでしょう。地球の自転軸がその領域から遠ざかるにつれて、さそり座とケンタウルス座の星座はますます北向きの赤緯を帯び、最終的には天の赤道の北側に部分的に移動するでしょう。[ 19 ] [ 20 ]
さそり座・ケンタウルス座（Sco–Cen）領域は、中規模の星形成過程の典型例であり、巨大分子雲が幅広い質量スペクトルにわたる星を生成した後、その子孫星からの恒星風や超新星爆発の影響を受けて崩壊する。そして、これらの影響によって残存するガスや塵が蓄積、圧縮、侵食され、しばしば小規模ながらも、さらなる星形成エピソードが引き起こされる。さそり座–ケンタウルス座OBアソシエーションは、最近（2000万年未満）の進行中の星形成の広大な複合体の中で最も目立つ構成要素であり、約120～200パーセクの距離にある多数の近傍分子雲を含みます。これには、へびつかい座ρ星雲、パイプ星雲、バーナード68、カメレオン座、おおかみ座、みなみのかんむり座、コールサック星雲複合体が含まれます。これらの周辺雲は、天の川に対するアソシエーションの傾斜に沿って並び、比較的穏やかな低質量星形成を宿し、より広いさそり座–ケンタウルス座複合体の端を形成します。西側にはカメレオン座やコールサック星雲のような構造があり、東側にはおおかみ座、みなみのかんむり座、へびつかい座ρ星雲、パイプ星雲のような構造があり、銀河バルジに向かっています。 Sco–Cen の周囲には、密度が低い若い恒星群がいくつかあり、その中には、約 3 ～ 5 百万年前のEpsilon Chamaeleontis 移動星群、約 7 百万年前のEta Chamaeleontis 移動星群、約 8 百万年前のTW Hydrae アソシエーション、約 12 百万年前のBeta Pictoris 移動星群、そしておそらく約 30 ～ 50 百万年前のIC 2602散開星団が含まれます。[ 21 ] [ 7 ]
この星団の 3 つの大きなサブ領域は、星間ガスがほぼ完全に除去されており、完全に掃き清められています。ここに存在する星々は、非常に低い消光率を示しており、これは塵による遮蔽が少ないことを示しています。星団の周囲には複雑な環状構造が形成されており、低密度の泡で、その縁は分子水素 (HI) で構成され、質量は約 300,000 M☉であり、星団自体が起源となった巨大分子雲の残骸と一致する可能性があります。[ 22 ]
銀河の他の領域と比較して、さそり座・ケンタウルス座アソシエーションは、平均の 1.16 倍もの割合で二重星系または多重星系を宿しており、赤色矮星などの低質量前主系列星を考慮すると、この割合は大幅に増加します。アソシエーションの最北端付近に位置する、スペクトル分類第 1 類 (すなわち、クラス B および A の青白色星) の約 200 個の星を対象とした研究では、176 個の伴星の存在が示され、そのうち少なくとも 80 個は、観測された主星と物理的に結びついています。平均して、特定されたこれらの小さな恒星および準恒星成分の質量は、0.03 ～ 1.2 M☉の範囲です。[ 23 ] [ 24 ]
銀河団のさまざまなサブグループの形成につながった力学は非常に複雑で、部分的にはまだ不明です。具体的には、さそり座の方向に見える銀河団の北部で起こったプロセスは知られていますが、最も南にある 2 つのサブグループを生成したプロセスは、ほとんど完全に不明のままです。銀河団の星の年齢は西方向に進むにつれて増加することが知られており、これは最も古い星形成現象が主にケンタウルス座の領域で起こったことを示しています。また、銀河赤道の北にある星は、南にある星よりも若い (約 1200 万年) ことも知られています (南の星は約 1700 万年)。さらに、南の部分は 109 パーセクの距離にあり、123 パーセクにある北の部分よりもわずかに近いようです。[ 3 ]
非常に単純化されたモデルによると、星形成は当初、約 1700 万年前にケンタウルス座上部・オオカミ座群の北部で始まり、その後南下してケンタウルス座下部・南十字座群にまで広がり、約 1200 万年前にピークを迎えたと考えられています。新しい星は当初、数十個または数百個の星を含むガスに囲まれた小さな星団やフィラメントに集中していました。前駆分子雲の残存ガスはその後、恒星風と最も質量の大きい成分の超新星爆発の複合作用によって吹き飛ばされ、これらの成分は非常に短期間でライフサイクルを完了しました。約 600 万年前には、これらの生成プロセスは銀河赤道の南に位置する雲、特にカメレオン雲とイプシロン星およびイータカメレオンティス星の領域にまで広がりました。[ 7 ]
1200万年前から、ケンタウルス座上部・オオカミ座群の若い星の恒星風によって形成された泡が膨張し始め、おそらく後の時期にいくつかの超新星爆発によってさらに加速された。約500万年前、泡の膨張前線が圧力を発生させ、さそり座の頭部を形成する現在の星のグループに対応する分子雲を圧縮し、アソシエーションの最も若い部分であるさそり座上部群（さそり座OB2としてもカタログ化されている）を生成した。アソシエーションの2つのグループ間の物理的距離が約60パーセクであることから、この泡の膨張速度は約25 km/sであったと計算されている。[ 22 ]
さそり座北雲での星形成の爆発により、質量が 10 M☉を超える特に大質量の星を含む、約 2,500 個の星が生成された。これらの星は急速に進化し、その後超新星爆発を起こし、とりわけパルサーPSR J1932+1059を生成した。これらの爆発によって生成された強力な衝撃波は、古代の分子雲の残存ガスをほぼ完全に一掃し、その残骸はSh 2-1およびSh 2-7として知られる繊細なフィラメントとして見ることができる。衝撃波は過去 100 万年にわたって隣接するへびつかい座 ρ 雲にも影響を与え、今日でも観測できるこの領域の激しい星形成活動を促進した。同じ衝撃波は、最も古い恒星成分の年齢が 100 万年未満であるおおかみ座分子雲での恒星生成現象の開始にも関与している可能性がある。[ 25 ] [ 26 ]
さそり座-ケンタウルス座アソシエーションは、伝統的に年齢や特徴がわずかに異なる3つのグループに分けられます。北側のセクションは上部さそり座 (US) と呼ばれ、アンタレスを含むさそり座の北西部のすべての青い星が含まれます。中央のセクションは最も大きく、上部ケンタウルス座-おおかみ座 (UCL) と呼ばれ、おおかみ座のほぼすべての星とケンタウルス座の北部と中央部のほとんどの星が含まれます。アソシエーションの最南端は下部ケンタウルス座-南十字座 (LCC) と呼ばれ、天の川の航跡にあります。ケンタウルス座の南部 (アルファ・ケンタウリを除く) と南十字座 (ガクルックスを除く) が含まれます。アソシエーションの南西端は、明るい星団である南プレアデス(IC 2602) と一致します。[ 7 ]
上部さそり座アソシエーション（US）は、さそり座・ケンタウルス座アソシエーションの中で最も若い部分です。約500万年前に形成され、太陽から約145パーセク離れた35パーセクの領域に約120個の巨大な恒星成分が散在しています。これらの成分のスペクトル型はB0.5からG5まで様々で、そのほとんどは主系列星ですが、中には進化が進んだ段階にある星もあり、中でも赤色超巨星アンタレス（α Scorpii）が際立っています。このグループは若いにもかかわらず、現在この領域では星形成は起こっておらず、星形成は隣接するへびつかい座ρ星雲で活発に行われています。元の構成星のうち、最も質量の大きいものは既にライフサイクルを終え、超新星爆発を起こしています。それらの中で最も質量が大きかったのは、おそらく約 150 万年前に爆発したパルサーPSR J1932+1059の祖先であり、その元の質量はおそらく約 50 M☉であった。この星は暴走星Zeta Ophiuchiのより大きな伴星であると推測されていたが、その後の測定では、2 つの星は起源から分離したことを示唆している。[ 27 ] [ 28 ] [ 3 ]
高質量星に加えて、数百個の低質量星や中質量星、そしていくつかのTタウリ星も発見されている。しかし、これらの星の中には、物理的にはこの星団とは関係のない、へびつかい座ρ星形成領域に属するものもある。低質量天体の一部は褐色矮星に分類される可能性がある。実際、それらの質量は0.3～0.007太陽質量であり、そのうち12個は木星質量の15倍以下の質量を持つ。[ 29 ]
2021年12月、さそり座上部領域で約70個の新たな浮遊惑星が発見された。 [ 30 ]
上部ケンタウルス座・オオカミ座アソシエーション（UCL）は、このアソシエーションの中心部分を構成しています。数百個の大質量および中質量の恒星成分が含まれており、その多くは肉眼でもはっきりと見ることができ、オオカミ座のほぼ全体とさそり座およびケンタウルス座の一部を構成しています。上部さそり座アソシエーションとは異なり、この大規模な星団の研究はいくつかの要因によってより困難になっています。まず、銀河面により近い位置にあるため、背景の恒星に対するこの星団の真の物理的構成要素を正確に決定することがより困難です。これに加えて、星団の年齢が古いため、恒星成分の分散が大きく、星雲に覆われた前主系列星がほとんど存在しないことも問題です。最後に、赤緯のため、南緯または少なくとも熱帯緯度に位置する観測者のみがはっきりと見ることができ、研究することができます。 UCL コンポーネントの視差測定では、距離が約 90 ～ 200 パーセクであることが示されています。この広い範囲は、グループ自体の奥行きが非常に大きいためであり、そのため一部のコンポーネントは近くに見え、他のコンポーネントは遠くに見えます。[ 3 ] [ 7 ]
このグループの中で最も質量が大きい成分はスペクトル型Bに属し、平均して見かけの等級は2.0から3.5の間です。最も東側の成分はさそり座の中央部にあり、有名な光学的ペアであるMu¹とMu² Scorpii、そしてこのグループで最も質量が大きい成分であるアルファ・ルピとベータ・ルピが含まれます。これらは主に青色巨星と青色準巨星であり、さそり座上部のグループとは異なり、スペクトル型の低い成分はありません。この欠落は、ケンタウルス座上部のグループが約1700万年と推定される古い年齢であることで説明できます。元々グループの一部であった最も質量が大きい成分は、すでに超新星として爆発しています。これらの爆発に関連する超新星残骸は、直径200パーセクの巨大な膨張するスーパーバブルと一致しており、その端は中性水素（HI）バンドで明確に見ることができます。爆発によって発生した強力な衝撃波は、グループ内で最も高温の星の恒星風の作用と相まって、爆発を生成した元の分子雲を完全に消滅させた。[ 3 ] [ 11 ] [ 9 ] [ 31 ]
低質量星の集団は、主に1990年代後半に発見されました。当時、 ROSAT衛星の打ち上げによりX線による天体観測が可能になり、UCLグループに隣接するルーパス雲に注目が集まりました。この領域では、1997年にTタウリ星に似た特徴を持つ136個の星が特定されました。この領域で特定された星は、位置によって年齢が異なり、雲の外側に散らばっている星は、雲の内側で知られている星よりも古いことがわかっています。この年齢差は、古い星で500万～2700万年、若い星で100万年であり、これらが2つの異なる恒星集団に属し、異なる分子雲に由来することを示しています。[ 32 ] [ 33 ]
G型およびK型（太陽のような黄色矮星と橙色矮星）の低質量および中質量恒星成分は、主に前主系列段階にあり、大量のリチウムを示しています。これらの成分の50個以上の研究に基づいて、平均年齢は1500万年から2200万年と決定されています。[ 3 ] [ 9 ]
下部ケンタウルス座-南十字星アソシエーション(LCC) は、さそり座-ケンタウルス座アソシエーションの中で最も知られておらず研究もされていない部分ですが、最も近い部分でもあります。その距離は約 118 パーセクと推定されています。ケンタウルス座の南西部分に広がり、南十字星とフライの方向の空の領域を占め、りゅうこつ座の北東端に達します。このグループの星の年齢は、その位置によって異なります。UCL グループに最も近い北東部分の構成要素の年齢は約 1700 万年で、中央グループの年齢と非常によく似ています。より南の構成要素の年齢は約 1200 万年と若く、これは星形成現象が北から南に広がっていたことを示しています。[ 3 ] [ 7 ]
北部は南部よりも密度が高く、南部はより分散しているように見える。質量が大きい成分の中には、肉眼でもはっきりと見えるものがあり、非常に明るい星として見える。これらには、「スーパーケンタウリ星団6」と呼ばれる6つの非常に質量の大きい星、すなわち、下部グループと中央グループの中間にある空で最も明るい星の1つであるハダル、アクルックス、ミモザ、デルタ、イプシロン、ローケンタウリが含まれる。その他、ガンマケンタウリ、アルファ、ベータムスカエなどの星も容易に観測できる。ただし、これらの星の中には固有運動に異常を示すものがあり、それらが正確にこの星団に属しているかどうかはまだ研究中である。南西端は散開星団IC 2602で代表される。質量の大きい成分の中には、それぞれ6等と7等で、年齢が約1000万年のハービッグAe/Be星が2つあり、それぞれHD 100546とHD 100453という略称でカタログ化されている。 HD 100453には赤色の前主系列伴星（M型）が存在するようだが、その存在は分光観測では確認されていない。[ 3 ] [ 7 ] [ 34 ]
このグループには、8 等級から 11 等級までの低質量恒星成分が約 120 個含まれています。これらは主に、ROSAT 衛星を使用した観測によって 90 年代以降に行われたさまざまな研究で特定された、G 型と K 型 (黄色とオレンジ色) に属する主系列星、前主系列星、およびT Tauri 型星です。[ 35 ] [ 9 ] [ 7 ]
さそり座、ケンタウルス座、おおかみ座、みなみじゅうじ座のほとんどすべての明るい星は、さそり座・ケンタウルス座アソシエーションのメンバーである。[ 7 ]
さそり座・ケンタウルス座アソシエーションには、最も若いトランジット系外惑星であるK2-33 b（1100万年）[37] 、 TOI - 1227 b（1100万年）[ 38 ]、およびHIP 67522 b （1700万年）[ 39 ]が含まれています。また、UScoCTIO 108 bやPDS 70系などの直接撮像された系外惑星も含まれています。[ 40 ]
さそり座-ケンタウルス座アソシエーションはオリオン腕の内縁に位置し、グールドベルトと呼ばれる若い星の大きな環の一部であり、ほ座OB2、オリオン座OB1、ペルセウス座OB2、とげ座OB1など、いくつかのOBアソシエーションが集まっている。太陽に関して言えば、さそり座-ケンタウルス座アソシエーションはこの環の最も近い部分と一致する。[ 3 ] [ 41 ] [ 42 ]
互いに年齢が似ている他の小さな星団もこの星団と関連付けられており、TW Hydrae 星団、Beta Pictoris 星団、Eta Chamaeleontis 星団などが含まれる。これらの星団はすべて、この星団の近くにあるが、物理的に接触しているわけではない。固有運動から、これらの星団は星団から遠ざかっていることが示されており、かつては同じ領域にあったと考えられる。現在孤立して分散しているこれらの星団は、この星団とともに形成されたが、UCL 星団の星も生まれた巨大分子雲の周辺領域で形成されたという説がある。[ 43 ]
TW Hydrae は、太陽系に最も近い星群の 1 つで、50 パーセクの距離に位置しています。約 1600 万歳の若い星のグループで、その近さのおかげで、星や惑星の形成に伴う降着現象の研究において非常に重要です。実際、その星の多くは原始惑星系円盤に囲まれており、現在の進化段階は、その後の惑星形成にとって極めて重要であると考えられています。その構成要素の中には、若い褐色矮星2M1207があり、 2MASSマッピング ( 2M1207 b )によって地球から直接太陽系外惑星が観測された最初の星として有名です。 [ 44 ] [ 45 ]
さそり座・ケンタウルス座連星系の視線上には、連星系とは全く関係のない明るい星や天体がいくつか存在する。その中には、太陽からわずか4光年という近距離にあるため、ひときわ明るいアルファ・ケンタウリも含まれる。約88光年（27パーセク）離れたところには、LCC群と重なる赤色巨星ガクルックスがある。両星とも連星系とは逆方向に大きな固有運動をしているため、アルファ・ケンタウリは4000年以内にハダールとほぼ重なって見えるようになるが、数万年後にはケンタウルス座の境界外に位置し、ガクルックスも同じ運命をたどるだろう。これらの星に加えて、連星系には属さないものの、視覚的には連星系と一直線上に並ぶ2つの星雲も存在する。最も注目すべきは、南十字星の南西、LCC群の方向にあるIC 2944である。これはいて座腕の約2000パーセクに位置する大きなH II領域です。2つ目は、活発な星形成を伴う高密度で非照明のガス塊であるサーキヌス雲です。その距離は約700パーセクで、アルファ・ケンタウリのすぐ南東に見えます。[ 46 ] [ 47 ]
2022年9月現在。