超星団

超星団( SSC ) は、非常に質量の大きい若い散開星団で、球状星団の前身であると考えられています。^[1]これらの星団は、他の若い星団よりも相対的に明るく、質量が大きいため、「超」と呼ばれます。^[2]ただし、SSC は、質量や光度が低い他の星団 よりも物理的に大きい必要はありません。^[3] 通常、SSCには、周囲のHII 領域または天の川銀河^[4]や他の銀河のいわゆる「超高密度 HII 領域 (UDHII)」を電離させる非常に多数の若い大質量星が含まれます (ただし、SSC は必ずしも HII 領域内にある必要はありません)。SSC のHII 領域は、塵の繭に囲まれています。多くの場合、星と HII 領域は、高レベルの減光のために、可視スペクトルなどの特定の光の波長での観測では見えません。その結果、最も若いSSCは電波と赤外線で最もよく観測され、撮影されます。^[5] Westerlund 1 (Wd1)などのSSCは天の川銀河で発見されています。^[6]しかし、そのほとんどは宇宙のより遠い領域で観測されています。銀河M82だけでも、ハッブル宇宙望遠鏡を使用して197個の若いSSCが観測され、特定されています。^[7]

一般的に、SSC は銀河間の相互作用や、星形成量が多く、星団形成に必要な特性を満たすのに十分な圧力がある領域で形成されることが確認されている。^[2]これらの領域には、新しい星形成が多い新しい銀河、矮小スターバースト銀河、^[8]星形成率の高い渦巻銀河の腕、銀河の合体などが含まれる。1996 年に出版された天文学ジャーナルでは、ハッブル宇宙望遠鏡によって紫外線 (UV) スペクトルで撮影された 5 つの異なる棒銀河の星形成リングの画像を使用して、リング内の塊の中に多数の星団が見つかり、星形成率が高いことがわかった。これらのクラスターの質量は約 100 万質量であることが判明した。10 ³  M _☉から質量は約10 ⁵  M _☉、年齢は約1億年、半径は約5 pcで、その後に球状星団に進化すると考えられています。^[9]これらの特性はSSCに見られる特性と一致しています。

SSC の一般的な特徴と特性:

• 質量${\displaystyle \gtrsim}$ 10 ⁵ メートル_☉ ^[2]
• 半径 ≈ 5 pc ≈10 ¹⁹ センチメートル^[2]
• 年齢 ≈ 1億年^[2]（ただし他の情報源では観測されたSSCの年齢は10億年であるとされている^[3]）
• 大きな電子 密度 =${\displaystyle n_{\text{e}}}$10 ³ –10 ⁶  cm ⁻³（これはSSCに関連するHII領域の特性です）
• 圧力 =${\displaystyle P/$${\displaystyle k_{\text{B}}}$10 ⁷ –10 ¹⁰  K ⋅cm ⁻³。^[5]（これはSSCに関連するHII領域の特性である）

SSC はホスト銀河に比べて比較的小さいため、当時の地上望遠鏡や宇宙望遠鏡の解像度が限られていたため、天文学者はこれまで SSC を見つけるのに苦労してきました。1990年代にハッブル宇宙望遠鏡 (HST)が導入されると、HST の高解像度 (角度分解能約 1/10 秒角^[10] )により、SSC (およびその他の天体) の発見がはるかに容易になりました。これにより、天文学者は SSC を観察できるようになっただけでなく、その特性や SSC 内の個々の星の特性を測定できるようになりました。最近、天の川銀河の SSC Westerlund 1 内に、巨大な星Wes​​terlund 1-26 が発見されました。この星の半径は、太陽の周りの木星の軌道の半径よりも大きいと考えられています。^[11]本質的に、HSTは夜空、特に近くの銀河で星団や「高密度の恒星物体」を探し、SSCと同様の特性を持つものや、その寿命の間に球状星団に進化する物体があるかどうかを確認します。^[3]

• 天の川銀河で巨大な超星団が発見される