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| 星座 | |
  | |
| 略語 | サー |
|---|---|
| 属格 | セルペンティス |
| 発音 | / ˈ s ɜːr p ɪ n z /、属 格/ s ər ˈ p ɛ n t ɪ s / |
| 象徴主義 | 蛇 |
| 赤経 | へび頭: 15時間10.4 m ～16時間22.5 m へび尾: 17時間16.9 m ～18時間58.3 m |
| 偏角 | 蛇頭: 25.66° ～ -03.72° 蛇尾: 06.42° ～ -16.14° |
| エリア | 蛇口: 428 平方度 蛇尾: 208 平方度 合計: 637 平方度( 23日) |
| 主な出演者 | 11 |
| バイエル/フラムスティード スター | 57 |
| 惑星のある星 | 15 |
| 3.00 mより明るい星 | 1 |
| 10.00 pc (32.62 光年) 以内の星 | 2 |
| 最も明るい星 | α セル(ウヌカルハイ) (2.63 m ) |
| メシエ天体 | 2 |
| 流星群 | 0 |
| 境界を接する 星座 | 頭蛇座: うしかい座 コロナ : 乙女座天秤 座 へびつかい座ヘラクレス 蛇尾 尾: わし座 へびつかい座 射手 座たて座 |
| + 80 °から - 80 °の間の緯度で見ることができます。 7 月中は21:00（午後9時）に最もよく見えます。 | |
へび座（古代ギリシア語：Ὄφις、ローマ字： Óphis、直訳すると 「蛇」）は、北天の半球にある星座である。2世紀の天文学者プトレマイオスが挙げた48星座の1つで、国際天文学連合が定めた88の現代の星座の1つである。現代の星座の中では珍しく、西側のSerpens Caput （蛇の頭）、東側のSerpens Cauda （蛇の尾）の2つの不連続な部分に分かれている。この2つの半分の間には、蛇使い座（「蛇を持つ者」）がある。比喩的な表現では、蛇の体はへびつかい座の後ろ、Serpens CaputのMu SerpentisとSerpens CaudaのNu Serpentisの間を通過するように表現される。
へび座で最も明るい星は、へび座の頭にある赤色巨星アルファ・セルペンティス（別名ウヌカルハイ）で、見かけの等級は 2.63 です。へび座の頭には、肉眼で見える球状星団 メシエ 5や、肉眼で見える変光星 R セルペンティスとTau 4セルペンティスもあります。注目すべき銀河系外天体には、最も密度の高い銀河団の 1 つとして知られるセイファート六重星、典型的な超高輝度赤外線銀河Arp 220、リング銀河と呼ばれる非常に珍しい種類の銀河の中で最も有名なホッグ天体などがあります。
天の川銀河面の一部はへびつかい座の尾部を通っており、そのため、わし星雲(IC 4703) やその関連星団メシエ16などの銀河深宇宙天体が豊富に存在します。この星雲は70光年×50光年の大きさで、ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した画像で有名になった3つの塵の雲「創造の柱」を含んでいます。その他の印象的な天体には、天文学では数少ない正方形の形をしている天体の1つである赤い四角星雲や、分子雲とHII領域からなる近傍の巨大な星形成領域であるウェスターハウト40があります。
歴史
ギリシャ神話では、へびつかい座は治療師アスクレピオスが持つ蛇を表している。空ではへびつかい座で表されるアスクレピオスは、かつて蛇を殺したが、死ぬ前に2匹目の蛇が蘇生の薬草を置いたところ、その動物はその後蘇った。蛇は毎年脱皮するため、古代ギリシャ社会では再生の象徴として知られており、伝説ではアスクレピオスは目撃したのと同じ技術を使って死んだ人間を蘇生させたとされている。これがへびつかい座と一緒にいる理由である可能性が高いが、本当の理由はまだ完全にはわかっていない。へびつかい座に巻き付いているように描かれることもあったが、ほとんどの地図帳ではへびつかい座の体の後ろか脚の間を通り過ぎるように描かれている。[1]
古代の地図帳の中には、へび座とへびつかい座が別々の星座として描かれているものもあったが、多くの場合は1つの星座として描かれていた。へび座を別々に描いた著名な人物としてはヨハン・バイエルがおり、そのためへび座の星はへびつかい座の星とは別のバイエル記号でカタログ化されている。ウジェーヌ・デルポルトが1920年代に現代の星座の境界を定めたとき、彼はこの2つを別々に描くことを選んだ。しかし、この2つの星座をどうやって分離するかという問題が生じ、デルポルトはへび座を2つの領域、つまり頭と尾に分割し、へびつかい座を連続して区切ることにした。この2つの領域はSerpens CaputとSerpens Caudaとして知られるようになった。[1] caputはラテン語で頭、caudaはラテン語で尾を意味する。[2]
中国の天文学では、へび座の星のほとんどは、へびつかい座にありヘラクレス座の一部である天城と呼ばれる市場を囲む壁の一部を表していた。へび座には中国の星座もいくつか含まれている。尾の2つの星は、市場事務所のある塔である石楼の一部を表していた。尾のもう1つの星は、宝石店である列寺を表していた。頭の1つの星（蛇座穆）は、皇太子の乳母、または時には雨である天如を表していた。[1]
バビロニアの天文学には、ムシュフシュとバシュムとして知られる2つの「蛇」の星座がありました。ムシュフシュは、竜、ライオン、鳥の混合体として描かれ、ヒドラに大まかに対応していたようです。バシュムは角のある蛇（ニンギシュジダを参照）で、プトレマイオスのヘビ座（蛇）の基となったクニドスのエウドクソスのὌφις星座にほぼ対応しています。[3]
特徴
へび座は、88の現代の星座の中で、空の2つの独立した領域、つまりへび座頭（頭）とへび座尾（尾）に分かれている唯一の星座です。この星座は、文脈を別の星座に依存しているという点でも珍しい星座で、具体的には、へびつかい座によって支えられています。[1]
へびつかい座の頭は、南は天秤座、西は乙女座とうしかい座、北はかんむり座、東はへびつかい座とヘラクレス座に接している。へびつかい座の尾は、南はいて座、東は盾座とわし座、北と西はへびつかい座に接している。総面積は636.9平方度で、88星座のうち23番目の大きさである。北半球の夏には、北と南の空の両方に目立つように現れる。[4]主な星座は11個の恒星で構成され、そのうち108個の恒星は、肉眼で見える従来の限界である6.5等級よりも明るい。[4]
1930年にベルギーの天文学者ウジェーヌ・デルポルトが定めたヘビ座の頭の境界は10角形、ヘビ座の尾の境界は22角形である。赤道座標系では、ヘビ座の頭の境界の赤経座標は15時10.4分から 16時22.5分 の間、赤緯座標は25.66°から-03.72°の間である。ヘビ座の尾の境界は、赤経17時16.9分から 18時58.3分 、赤緯06.42°から-16.14°の間である。[5]国際天文学連合（IAU）は1922年にこの星座の3文字略語「Ser」を採用した。[5] [6]
特徴
星
ヘッドスター
へび座の中心にあるのは、この星座で最も明るい星、アルファ・セルペンティスです。伝統的にウヌカルハイと呼ばれているこの星は、[7]スペクトル型K2IIIの赤色巨星で、約 23 パーセクの距離にあり、視等級は2.630 ± 0.009 です。[8]つまり、光害がかなりある場所でも肉眼で簡単に見ることができます。この赤色巨星の周りをかすかな伴星が周回していますが、[9]肉眼では見えません。アルファの近くには、等級 4.42 ± 0.05 の太陽によく似た星、ラムダ・セルペンティスがあります。 [10]わずか 12 パーセクの距離にあります。[11]この星の周りを太陽系外惑星が周回しています。[12]へび座のもう一つの太陽類似星は、連星であるプシ・セルペンティスの主星です。 [13]約 14 パーセクの距離にあります。[14]
ベータ、ガンマ、イオタは蛇の頭を特徴づける三角形を形成し、カッパ蛇（正式名称はグジャ[15]）はガンマとイオタのほぼ中間に位置している。4つの中で最も明るいベータ蛇は、見かけの等級が約3.67で、約160パーセク離れた白色の主系列星である[16] 。確実ではないが、近くにある10等級の星[17]が物理的にベータと関連している可能性が高い。[18]ベータ星とガンマ星の間に位置するミラ変光星 Rセルペンティスは、最大等級5で肉眼で見えるが、ミラ変光星の典型として、等級14以下まで暗くなることがある。[19]ガンマセルペンティス自体はF型準巨星で、わずか11パーセクの距離に位置しているため、等級3.84±0.05と非常に明るい。[20]この星は太陽のような振動を示すことが知られている。[21]イオタセルペンティスは連星系である。[22]
デルタ・セルペンティスは、蛇の心臓と頭の間にある多重星系で、地球から約70パーセク離れたところにあります。4つの恒星から成り、地球から見た場合の総視等級は3.79ですが、[24]そのうちの2つの恒星の視等級を合わせると3.80となり、ほぼすべての光を提供しています。[25]主星は白色準巨星で、平均視等級が4.23のデルタ・スクティ変光星です。 [26]夜空でも実際の空間でもデルタに非常に近く、推定距離は約70パーセクで、[27]バリウム星 16セルペンティスがあります。[28]肉眼で見えるもう一つの注目すべき変光星は、デルタとベータの中間に位置するアルファ²カヌム・ベナティコルム変光星のカイ・セルペンティスです。カイ・セルペンティスは、平均明るさ5.33から0.03等級変化し、約1.5日周期で変化します。[29]カイ・セルペンティスは化学的に特異な星です。[30]
へびつかい座の心臓の下の胴体部分を形成する2つの星は、イプシロン星とミュー・セルペンティス星で、どちらも3等星のA型主系列星です。[31] [32]どちらも特異性があり、イプシロン星はAm星、[33]ミュー星は連星です。[34]ミュー星の少し北西に位置するのが、別のA型主系列星である36 Serpentisです。 この星にも特異性があり、主成分がうしかい座ラムダ星である連星であり、太陽と同量の炭素、窒素、酸素を含み、鉄のピーク元素の含有量が非常に少ないことを意味します。 [35]この副星もX線放射源となっています。[36] ミュー ・セルペンティスの北東数度に位置する25セルペンティスは、高温のB型巨星とA型主系列星からなる分光連星である[37] 。主星はゆっくりと脈動するB型星で、この連星系の明るさは0.03等級変化する。[38]
へび座RR星には多くのこと座変光星がありますが、そのほとんどは専門家による写真撮影なしでは見ることができないほど暗いです。最も明るいのはへび座VY星で、わずか10等級です。この星の周期は1世紀あたり約1.2秒ずつ増加しています。[39]別の種類の変光星に、へび座Tau 4星があります。これは冷たい赤色巨星で、87日で5.89等級から7.07等級の間を変動します。[40]この星は、 Pはくちょう座の逆プロファイルを示すことがわかっています。[41]このプロファイルでは、星に冷たいガスが落下すると、通常の輝線の隣に赤方偏移した水素吸収線が生成されます。 [42]
へび座のいくつかの恒星には惑星があることが見つかっている。最も明るいオメガ・セルペンティスはイプシロンとミューの間に位置し、少なくとも木星の1.7倍の質量を持つ惑星を持つオレンジ色の巨星である。[43] NNセルペンティスは白色矮星と赤色矮星からなる共通外殻後の食連星で、[44]食の周期に変化をもたらす2つの惑星を持つ可能性が非常に高い。[45]太陽の類似星であるHD 137510には惑星はないが、褐色矮星砂漠の中に褐色矮星の伴星があることがわかっている。[46]
PSR B1534+11は、互いに周回する2つの中性子星からなるシステムで、そのうちの1つは周期37.9ミリ秒のパルサーです。約1000パーセク離れたところにあるこのシステムは、アルバート・アインシュタインの一般相対性理論をテストするために使用され、システムの相対論的パラメータが理論で予測された値の0.2％以内で検証されました。[47]システムからのX線放射は、パルサーではない星がパルサーの赤道パルサー風と交差するときに存在することがわかっており、システムの軌道はわずかに変化することがわかっています。[48]
尾の星
尾部で最も明るい恒星であるイータセルペンティスは、スペクトルクラスKの赤色巨星であるという点でアルファセルペンティスの主星に似ています。しかし、この恒星は、約2.16時間周期で太陽のような振動を示すことが知られています。[49] [50]ヘビ座尾部の他の2つの星は、シータセルペンティスとクサイセルペンティスです。星座が頭部のミューセルペンティスと交差するクサイは、三重星系[9]で、約105パーセク離れています。[51] [52] 2つの恒星は、約3.5等級で、角度分離がわずか2.2ミリ秒角のスペクトル連星を形成しており、[53]そのため、最新の機器では分解できません。主星はストロンチウムが過剰な白色巨星です。[51]尾の先端を形成するシータ星も多重星系で、約0.5分角離れた2つのA型主系列星から構成されています。[9]また、太陽と同程度の質量と半径を持つ3つ目のG型星も存在します。 [54]
へびつかい座との境界付近には、ゼータ星、ニュー星、オミクロン星がある。この3つはいずれも4等級の主系列星で、ニュー星とオミクロン星はスペクトル型A [55] [56]、ゼータ星はスペクトル型F [57]である。ニュー星は単独の星[9]で、9等級の伴星がある。[58]一方、オミクロン星は振幅変化が0.01等級のデルタたて座変光星である。[59] 1909年には、共生新星[60] RTセルペンティスがオミクロン星の近くに現れたが、最大等級は10等級にとどまった。[61]
59 Serpentis星系は、d Serpentis としても知られ、三重星系[62]であり、A 型星とオレンジ色の巨星[63]を含む分光連星とオレンジ色の巨星の二次星[64]で構成されています。この星系は、5.17 等から 5.2 等の間で明るさが不規則に変化します。 [65] 1970 年には、新星FH Serpentis が59 Serpentis のすぐ北に出現し、最大輝度 4.5 に達しました。[66]また、59 Serpentis 付近のへびの雲には、オリオン座変光星がいくつかあります。 MWC 297 は、1994 年に大規模な X 線フレアを示し、X線光度が 5 倍に増加した後、静止状態に戻りました。[67]この星には、恒星周円盤も存在するようです。[68]この領域にあるもう一つのオリオン座変光星は、デルタたて座の脈動を示すことがわかっているヘルビッグAe星のVVセルペンティスです。[69] VVセルペンティスもMWC 297と同様に、周囲に塵の円盤があることがわかっており、[70]また、UXオリオン座の星でもあるため、[71]明るさが不規則に変化します。[72]
HR 6958 は MV Serpentis としても知られ、肉眼でかすかに見えるリャンヌ座アルファ2番変光星です。 [73]この星の金属存在度は、鉄のピークにあるほとんどの金属で太陽の 10 倍、より重い元素では最大で 1,000 倍です。また、過剰なケイ素を含んでいることもわかっています。[74]肉眼でかろうじて見えるのは HD 172365 で、[75]リチウムを大量に過剰に含む散開星団IC 4756にある青色後期はぐれ星である可能性があります。[76]同じく IC 4756 にある HD 172189 は、周期が 5.70 日のアルゴル変光星食連星です[77] 。この系の主星もデルタ・スキュティ変光星であり、複数の脈動周波数を受けており、これが日食と相まって、系の等級を約10分の1ほど変化させる。[78]
銀河面が通過するにつれて、へびつかい座の尾には多くの大質量のOB型星が含まれる。これらのうちいくつかは肉眼で見ることができ、例えばNW Serpentisは初期のBe型星で、多少の変光があることがわかっている。その変光は興味深く、ある研究によると、これはβケフェウス座変光星とゆっくり脈動するB型星の間で発見された最初の混成星の1つである可能性があるという。[79]肉眼では見えないが、HD 167971 (MY Serpentis) は、 3つの非常に高温のO型星からなるβこと座変光星の三重星系である。NGC 6604星団のメンバーで、[80] 2つの食星は両方とも青色巨星で、1つは極初期のスペクトル型O7.5IIIである。残りの1つは、後期O型または初期B型のスペクトル型の青色巨星または超巨星である。[81]食連星[82]であるHD 166734系は、互いの周りを公転する2つのO型青色超巨星で構成されています。[83]質量と温度の点でそれほど極端ではないのはHD 161701で、B型の主星とAp型の副星からなる分光連星ですが、水銀とマンガンが過剰な星とAp型の星からなる唯一の分光連星として知られています。[84]
わし星雲の南、いて座との境界には食連星Wセルペンティスがあり、その主星は白色巨星で、伴星と相互作用している。この系には降着円盤があることがわかっており、非常に強い遠紫外線スペクトル線を含む食連星である、最初に発見されたセルペンティスの一つである。 [85]このようなセルペンティスは進化の初期段階にあり、最初に二重周期変光星に、次に古典的なアルゴル変光星に進化すると考えられている。[86]また、わし星雲の近くには、ウォルフ・ライエ星と高温のO型準巨星からなる食ウォルフ・ライエ連星CVセルペンティスがある。この系は、主星のウォルフ・ライエ期に形成されたと思われるリング状の星雲に囲まれている。 [87]この系の日食は不規則に変化しており、その理由については2つの理論があるものの、どちらも現在の星に関する理解と完全には一致していません。[88]
へびつかい座の尾には、いくつかのX線連星がある。そのうちの1つ、GX 17+2は、中性子星と、他のすべての低質量X線連星と同様に低質量星からなる低質量X線連星である。この系はスコ型Z源に分類されており、これはその集積がエディントン限界に近いことを意味する。[89]また、この系は、シンクロトロンジェットの存在により、約3日ごとに約3.5 Kバンド等級明るくなることがわかっている。[90]もう一つの低質量X線連星、へびつかい座X-1は、時折X線バーストを起こす。特に1つはほぼ4時間続いたが、これは「重元素の海」での炭素の燃焼によるものと考えられる。[91]
Φ 332 (フィンセン 332) は、18:45 / +5°30' にある小さくて見つけにくい二重二重星で、南アフリカの天文学者ウィリアム・スティーブン・フィンセンによってトゥイードルディーとトゥイードルダムと名付けられました。フィンセンは 1953 年の発見時に、それらの位置角度と距離がほぼ同じであることに驚きました。[92] [93] [94]グリーゼ 710は、約 129 万年後に太陽系の非常に近くを通過すると予想される星です。[95] [96] [97]
深宇宙の天体
ヘッドオブジェクト
銀河面はへび座のこの部分を通っていないため、その向こうの多くの銀河を見ることができる。しかし、へび座の頭には、天の川銀河の構造がいくつか存在し、例えばメシエ5は、 αへび座の南西約8度、 5へび座の星の隣に位置する球状星団である。条件が良ければ肉眼でかろうじて見える程度で、[98]約25,000光年の距離にある。[99]メシエ5には、多数の既知のこと座RR変光星が含まれており、[100]秒速50キロメートルを超える速度で遠ざかっている。[101]この星団には2つのミリ秒パルサーが含まれており、そのうちの1つは連星系にあるため、星団の固有運動を測定できる。連星系は、中性子縮退物質の理解に役立つ可能性がある。現在の質量の中央値が確認されれば、そのような物質の「ソフト」な状態方程式は排除される。[102]この星団はニュートリノの磁気双極子モーメントをテストするために使用されており、これはアクシオンなどの仮説上の粒子の解明につながる可能性があります。[103]メシエ5の最も明るい星は約10.6等級で、[104]この球状星団は1791年にウィリアム・ハーシェルによって初めて観測されました。 [105]
もう一つの球状星団はパロマー5で、メシエ5のすぐ南にあります。この球状星団からは天の川銀河の重力によって多くの星が離れ、3万光年を超える潮汐尾を形成しています。 [106]この星団の年齢は110億年以上です。[107]また、潮汐の影響で平らになり、歪んでいます。[108]
L134/ L183は、第3の雲とともに、暗黒星雲としては大きな距離である銀河面から36度離れた位置にある単一の元の雲の断片によって形成されたと考えられる暗黒星雲複合体である。 [109]複合体全体は、約140パーセク離れていると考えられている。[110] L134Nとも呼ばれるL183には、いくつかの赤外線源があり、星形成前の源を示している[111]雲核と星形成前の核の間の収縮段階の初めての観測を示すものと考えられている。[112]核は3つの領域に分かれており[113]、合計質量は約25太陽質量である。[114]
天の川銀河以外では、へびつかい座にはアマチュア天文家が楽しめる明るい深宇宙天体は存在せず、10等級以上のものは他にはない。最も明るいのはNGC 5962で、約28メガパーセクの距離にある渦巻き銀河で[115]、見かけの等級は11.34である。[116]この銀河では2つの超新星が観測されており、[117] NGC 5962には2つの衛星銀河がある。[118]やや暗いのがNGC 5921で、やや近い21メガパーセクの距離にある、LINER型の活動銀河核を持つ棒渦巻き銀河である。 [119]この銀河では2001年にタイプIIの超新星が観測され、SN 2001Xと命名された。[120]さらに暗い渦巻き銀河としてはNGC 5964 [121]とNGC 6118があり、後者は超新星SN 2004dkのホストとなっている。[122]
地球から6億光年離れた場所にあるホッグ天体は、リング銀河と呼ばれる非常に珍しい種類の銀河の一種である。外側のリングは主に若い青い星で構成され、中心核は古い黄色い星でできている。その形成に関する有力な説は、元となった銀河は棒渦巻銀河で、その腕の速度が銀河の一貫性を保つには速すぎたため分離したというものである。[123] へび座にあるもう1つの珍しい銀河はアープ220である。原型の超高輝度赤外線銀河であるアープ220は、地球から2億5000万光年離れており、ホッグ天体よりもいくらか近い。これは、1,200光年の距離を周回する核と衝突しつつある2つの大きな渦巻銀河で構成されており、両方の構成要素全体で大規模な星形成を引き起こしている。この銀河には10億個以上の星々からなる大きな銀河団があり、銀河の中心核の1つ付近は厚い塵の雲に部分的に覆われている。[123]もう一つの相互作用銀河ペアは、初期段階ではあるが、NGC 5953とNGC 5954の銀河である。この場合、両方とも活動銀河であり、前者はセイファート2銀河、後者はライナー型銀河である。両方とも相互作用によって引き起こされた星形成の爆発を起こしている。[124]
セイファートの六重銀河は6つの銀河のグループで、そのうち4つは重力で相互作用しており、2つは距離が離れているにもかかわらず、単にグループの一部であるように見えます。重力で束縛されたこの銀河団は地球から1億9000万光年の距離にあり、直径は約10万光年で、セイファートの六重銀河は最も密度の高い銀河群の1つとなっています。天文学者は、相互作用する4つの銀河が最終的に融合して大きな楕円銀河を形成すると予測しています。[123]電波源3C 326は当初、巨大な楕円銀河から放射されていると考えられていました。しかし、1990年に、その源は数秒北にあるより明るく小さな銀河であることが示されました。[125] 3C 326 Nと命名されたこの天体には星形成に十分なガスがあるが、電波銀河核からのエネルギーによって星形成が阻害されている。[126]
はるかに大きな銀河団は、赤方偏移 0.0354 の Abell 2063 です。[127]この銀河団は、銀河の視線速度測定とAbell 2063 の中心にあるcD 銀河の位置に基づいて、近くの銀河群 MKW 3s と相互作用していると考えられています。 [128] MKW 3s の中心にある活動銀河NGC 5920 は、その電波活動によって高温のガスの泡を作り出しているようです。[129] 5 等星Pi Serpentis の近くには、銀河団間物質に過剰な金属を含む銀河団である AWM 4 があります。中心銀河NGC 6051は、おそらくこの濃縮の原因である電波銀河です。 [130] AWM 4と同様に、アベル2052銀河団の中心にはcD電波銀河3C 317がある。この電波銀河は200年未満前に活動休止状態にあった後、活動再開したと考えられている。[131]この銀河には4万個以上の球状星団が知られており、2002年時点で知られている銀河の総数としては最多である。[132]
クエーサーペア 4C 11.50 は、距離が 5秒角未満である 2 つのクエーサーで構成されており、全天で視覚的に近いクエーサーペアの 1 つです。ただし、この 2 つは赤方偏移が著しく異なるため、無関係です。 [133]ペアの前景メンバー (4C 11.50 A) は、背景コンポーネント (4C 11.50 B) からの光を屈折させてレンズ効果による画像を生成するのに十分な質量がありませんが、それ自身の真の伴銀河を持っています。[134]さらに奇妙な銀河ペアは3C 321です。前のペアとは異なり、3C 321 を構成する 2 つの銀河は相互作用しており、合体中です。両方のメンバーは活動銀河のように見えます。主電波銀河は、そのジェットによって物質を副銀河の超大質量ブラックホールに送り込むことで、副銀河の活動を引き起こしている可能性がある。[135]
重力レンズ効果の例は、電波銀河 3C 324 に見られます。最初は赤方偏移z = 1.206 の単一の非常に明るい電波銀河だと考えられていましたが、1987 年に実際には 2 つの銀河であり、前述の赤方偏移にある電波銀河が赤方偏移z = 0.845 にある別の銀河によって重力レンズ効果を受けていることが判明しました。多重像電波銀河として発見された最初の例[136]は、その発生源が楕円銀河のようで、ダストレーンによって核からの可視光線や紫外線放射が遮られています。[137]さらに短い波長では、BL Lac 天体PG 1553+113 がガンマ線の大量放出源です。この天体は、 2007年時点でTeV領域のエネルギーを持つ光子を放出することが発見された最も遠い天体である。 [138]スペクトルは独特で、ガンマ線スペクトルの一部の領域ではハードな放出が、他の領域ではソフトな放出と際立った対照をなしている。[139] 2012年、この天体はガンマ線スペクトルでフレアを起こし、2夜にわたって明るさが3倍になり、赤方偏移はz = 0.49と正確に測定された。 [140]
ヘビ座の頭では、観測されたガンマ線バースト（GRB）の中でも最も明るいGRBの1つであるGRB 970111など、いくつかのGRBが観測されています。このGRBに関連する光学的過渡現象は、その強度にもかかわらず、発見されていません。ホスト銀河も当初は不明でしたが、現在ではホストは赤方偏移z = 0.657にあるセイファートI銀河であることが判明しています。 [141] GRBのX線残光も、他のより暗いGRBよりもはるかに暗いです。[142]さらに遠くにあるGRB 060526（赤方偏移z = 3.221）からは、X線と光学的残光が検出されました。このGRBは、長時間持続するGRBとしては非常に暗いものでした。[143]
尾のオブジェクト
銀河面の一部は尾部を通っており、そのためへびつかい座の尾部は天の川銀河内の深宇宙天体が豊富に存在する。わし星雲とその関連星団メシエ16は、地球から銀河中心の方向に約5,700 [144]光年の距離にある。この星雲は70光年×50光年の大きさで、ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した画像で有名になった3つの塵の雲「創造の柱」を含む。わし星雲で生まれつつある星とおよそ500万年の年齢を持つ星を合わせると、平均温度は45,000ケルビンで、膨大な量の放射線を発し、最終的には塵の柱を破壊することになる。 [123]有名であるにもかかわらず、わし星雲はかなり暗く、積分等級は約6.0である。星雲内の星形成領域は、蒸発するガス球であることが多い。ボック球とは異なり、そこには原始星が1つしか存在しない。[145]
メシエ16の北、約2000パーセクの距離に、100個以上のOB星を含むOB連星Serpens OB2があります。約500万年前に誕生したこの連星には、まだ星形成領域が含まれているようで、その星からの光がHII領域 S 54を照らしています。[146]このHII領域内には、周囲のOB連星と同じ年齢の散開星団NGC 6604があり、 [147]現在、この散開星団はその最も密度の高い部分であると考えられています。[148]この散開星団は、銀河円盤からのガスと銀河ハローとの相互作用によって、電離ガスの熱煙突を生み出しているようです。[146]
へび座尾部にあるもう一つの散開星団はIC 4756で、少なくとも1つの肉眼で見える恒星HD 172365 [149]を含む（近くにあるもう一つの肉眼で見える恒星HD 171586は、おそらく無関係である）。約440パーセク離れた位置にあり、[150]散開星団としてはかなり古い、約8億年前のものと推定される。[151]へび座尾部には天の川があるにもかかわらず、1つの球状星団が見つかる。NGC 6535 は肉眼では見えないが、ゼータ・へび座のすぐ北にある小型望遠鏡で見分けることができる。球状星団にしてはかなり小さく、星の数もまばらで、[152]この星団には、球状星団としては珍しいことに、既知のこと座RR変光星は含まれていない。[153]
MWC 922 は、惑星状星雲に囲まれた恒星です。赤い長方形星雲との類似性から赤い正方形星雲とも呼ばれるこの惑星状星雲は、赤道域の周囲に暗い帯があるほぼ完全な正方形に見えます。この星雲には同心円状のリングがあり、超新星SN 1987Aに見られるものと似ています。[154] MWC 922 自体はFS おおいぬ座変光星で、[155]つまり、非常に明るい水素 輝線と特定の禁制線を含む Be 型星であり、これはおそらく近接連星の存在によるものです。[156]クジラ座 Xi 星の東には、中心に連星 MT セルペンティスを含む別の惑星状星雲、アベル 41 があります。この星雲は双極構造をしているように見え、星雲の対称軸は恒星の軌道面に垂直な線から 5° 以内にあることがわかっており、連星と双極惑星状星雲との関連を強めている。[157]恒星年齢スペクトルのもう一方の端には、原始星 IRAS 18418-0440 を含む暗黒星雲 L483 がある。クラス 0 原始星に分類されているが、高速恒星風が存在しないなど、このような天体としては珍しい特徴があり、クラス 0 とクラス Iの遷移段階にあると提案されている。[158]原始星の周囲には変光星雲が存在するが、赤外線でしか見えない。[159]
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へび座雲は、へび座尾部の南部に位置する巨大な星形成分子雲である。誕生からわずか200万年[160]、距離420パーセク[161]のこの雲には、へび座FIRS1 [162]やへび座SVS20 [163]などの原始星が多数含まれていることが知られている。へび座南原始星団は、NASAのスピッツァー宇宙望遠鏡によって雲の南部で発見され[164]、この地域では今も星形成が続いているようである。[165]星形成のもう1つの場所は、分子雲に隣接する顕著なHII領域からなるヴェスターハウト40複合体である。[166]約500パーセクの距離に位置し、[167]最も近い巨大な星形成領域の1つであるが、分子雲がHII領域を覆い隠すため、HII領域とその内部の星団を目視するのが難しく、他の領域ほど研究されていない。[168]埋め込まれた星団には、太陽質量の0.1倍以上の恒星が600個以上含まれていると考えられており、[169]少なくとも1つのO型恒星を含むいくつかの大質量恒星がHII領域を照らし、バブルの生成に関与している。[167]
天の川銀河の存在にもかかわらず、へびつかい座Xi星の近くにあるPDS 456など、いくつかの活動銀河もへびつかい座の尾部で見ることができます。最も本質的に明るい近傍の活動銀河であるこのAGNは、[170] X線スペクトルにおいて極めて変動が激しいことがわかっています。これにより、中心にある超大質量ブラックホール（おそらくカーブラックホール）の性質が明らかになりました。[171]クエーサーが超高輝度赤外線銀河から古典的な電波静穏クエーサーへの移行を遂げている可能性がありますが、この理論には問題があり、この天体は現在の分類システムに完全には当てはまらない例外的な天体であると思われます。[170]近くには、X線で時折フレアを発することが知られているブレーザーであるNRAO 530があります。これらのフレアのうちの1つは2000秒未満で、2004年時点でブレーザーで観測された最も短いフレアとなった。 [172]ブレーザーはまた、 6年と10年の2つの異なる期間にわたって電波出力の周期的な変動を示しているように見える。[173]
流星群
へび座からはオメガ蛇行流星群とシグマ蛇行流星群という2つの昼間の流星群が放射される。どちらの流星群も12月18日から12月25日の間にピークを迎える。[174]
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外部リンク
- 星座の詳細な写真ガイド: へび座 (Caput)
- クリック可能なヘビ（頭）
ウィキメディア・コモンズのヘビに関連するメディア- ウォーバーグ研究所図像データベース（中世および近世のヘビの図像）；詳細はSerpentariusで参照できます。
