ベラ分子リッジ

ベラ分子リッジ

VMR で最も明るい星形成領域のひとつ、NGC 2626 。
オブジェクトタイプ	巨大分子雲
その他の指定	VMR
観測データ （エポックJ2000）
星座	ベラ
赤経	08時間53分 [1] [2]
偏角	−45° 00′ [1] [2]
距離	2300-6500 [2] / 700-2000 [2]
可視光（V）
サイズ	8°
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ほ座分子リッジは、ほ座ととも座にある分子雲複合体です。この領域のラジオ^{12CO観測では、リッジは質量がそれぞれ100,000～1,000,000} M _☉の複数の雲で構成されていることが示されました。^{[3]この雲複合体は、}ガム星雲（前景）とカリーナ・いて座渦巻き腕（背景）の方向の空にあります。^[3] この領域で最も重要な雲はA、B、C、Dの文字で識別され、実際には2つの異なる複合体に属しています。雲A、C、Dは平均約700〜1000パーセク（2300〜3300光年）の距離にあり、 OB連星のVela R2に関連しています。一方、雲Bはさらに遠く、最大2000パーセク（6500光年）離れており、拡張されたVela OB1連星に物理的に接続されています。^[4]

雲内のガスの一部は、複合体に関連する最も重い星のいくつかからの紫外線放射によって電離され、ガム14（RCW 27）やガム20（ RCW 36 ）などの広大なHII領域を構成しています。恒星形成活動​​は、特にVMR D雲でのTタウリ星団のいくつかの発見によって確認されています^[5] 。また、赤外線波長で観測可能なガスに深く埋もれ、大きく隠された散開星団がいくつか存在することでも確認されています。^[6]

ほ座R2星団の最も明るく暖かい星々は、反射星雲に典型的な青みがかった光を放つガスのフィラメントを照らしている。その中には、VMR D雲に属し、Hα放射を呈するいくつかの星と有名なハービッグ・ハロ天体HH 132をホストするよく知られたNGC 2626星雲がある。 ^[7]

ほ座分子リッジは、ほ座の北西側に位置する、明るい星雲と暗い星雲の連なりとして現れます。これを構成する主な星雲の連なりは、星座ラムダの北西数度に位置し、いくつかの暗い分岐も南に伸びて、星座の中心部に達しています。このシステムの星雲構成要素は、非常に弱い傾向があるため、肉眼でもアマチュア用機器でも観察できません。簡単に識別できる唯一の雲は、複合体の最西端にある反射星雲NGC 2626です。これは、フィルターを備えた中〜高倍率の機器で検出できます。ただし、恒星構成要素は部分的に肉眼で見え、ほ座の北西部の特徴である豊富な星野を形成しています。特に、ベラ星団ラムダとベラ星団ガンマの間に見える空の領域は、ベラ分子リッジと物理的にリンクしたベラOB1恒星団によって占められています。^{[1] [2]}

この複合体は南緯-40度から-50度に位置しているため、北半球からこの地域を観測するのは非常に困難です。中央ヨーロッパに相当する緯度からは実際には見えませんが、地中海とアメリカ合衆国の中央部を通る北緯40度では、南の地平線上の高度が低いため視界が悪くなります。一方、熱帯の北半球では視界は良好で、南半球全体からは最適です。 [ ^8]

この星団を観察するのに最適な時期は 12 月から 4 月の間です。南半球では、ほ座はアルゴ星座の他の星とともに、明るい星であるシリウスやカノープスとともに夏の空を支配します。

ほ座分子リッジの方向にある天の川には、銀河面とほぼ一直線に並ぶ物体や構造が重なり合っている。このような状況では、強い背景放射による妨害のため、大きな星雲領域の観測が妨げられる傾向がある。^[9]この方向の支配的な物体は、大きなガム星雲で、約30°にわたって広がり、とも座の南部を占めている。これは、おそらく1つまたは複数の超新星の爆発によって膨張している大きな泡であり、^{[10]そのうちの1つは、もともと恒星ナオス（とも座}ゼータ星とも呼ばれる）の物理的な伴星であった可能性がある。^[11]太陽からこの雲までの距離は約450パーセクである。これとほ座分子リッジの雲の上に、有名なほ座超新星残骸(ガム16とも呼ばれる) のかすかな糸が観測されます。この超新星残骸は太陽から約 300 パーセク離れた場所にあり、ガム星雲自体に対して前景に配置されています。

ほ座分子リッジ複合体はこの星雲の向こう側、太陽から700から1000パーセクの距離に位置しており、オリオン腕の内側の端にあり、ガム星雲と一直線に並んでいる。複合体の中心雲から約500パーセク離れたところに、おおいぬ座の方向に見えるCr 121星団がある。この星団は、かもめ星雲として知られる雲がある領域に由来する拡張されたOB星団であるおおいぬ座OB1と物理的にリンクしている。^[12] Cr 121は、GSH 238+00+09と呼ばれる巨大な膨張するスーパーバブルとリンクしており、これはおそらくこの星団のすぐ内側にある少なくとも30個の超新星の爆発によって生成されたものである。発生した強力な衝撃波は、ガム星雲、巨大分子雲いっかくじゅう座R2、オリオン座複合体など、半径500パーセク以内の周辺領域に影響を及ぼすとされる。^[13]

ほ座分子リッジの最外縁部は太陽から約1800～2000パーセクのところにあり、VMR Bとガム21と呼ばれる雲が含まれている。銀河の環境は超新星残骸パピスAが位置する場所と同じである。オリオン腕の外縁、太陽から1500パーセクのところには、巨大な散開星団NGC 2362が形成された大きな領域Sh2-310がある。^[14]

ほ座分子尾根は、いくつかの巨大分子雲からなる星雲複合体で、北西から南東に向いた一種の連鎖を形成するように配置され、この複合体の名前は、1991 年にCO放出を分析した研究で付けられました。この構造は、文字 A、B、C、および D で識別される 4 つの主要な領域 (雲) に分かれているようです。これらの雲は、B を除いて、質量が約 300,000 M _⊙で、約 700-1000 パーセクの距離にあります。B 雲は質量が約 100 万 M _⊙で、連鎖の一部であるように見えますが、はるかに遠く、約 2000 パーセクの距離にあり、おそらく他の 3 つの雲とは別の複合体の一部であり、独立しています。^[4]

最も明るく、観測しやすい2つの構造は、ほ座分子リッジの最も西側にあるVMR CとVMR Dで、ほ座超新星残骸の細いフィラメントのすぐ北に見える。これらの巨大分子雲内では、C ¹⁸ O放射の研究を通じて27の小さな雲が特定されており、そのうち最も重いものはVMR Cの方向にあり、質量は44,000 M _⊙で、より小さいものは100～1000 M _⊙の範囲である。これらの雲のそれぞれは、その中心にいくつかの赤外線源を抱えており、それらはすべて原始星と一致している。観測された源のうち32はこれらの小さな雲の中にあり、45はそれらの外側に分散しているように見え、これらの源は複合体の星形成プロセスのほとんどが起こる小さな星雲の塊に集中していることを示しています。^[15]

ほ座分子リッジの4つの主要な雲は、約20の若い散開星団と関連しており、そのうち少なくとも14は700パーセクのところにある複合体の一部です（A、C、D）。その中には、いくつかは非常に若い星を含む約700個の星からなるよく知られたNGC 2547星団と、VMR D雲の方向に見える25個の非常に若い星からなるCr 197があります。^{[2] [16]} ACD複合体の最も明るい星雲成分は、ガム14（RCW 27）としてカタログ化されており、その中にはNGC 2626自体とガム15（RCW 32）が含まれます。最初のものは、特に VMR D 雲と関連しており、Ru 64 として知られる若い連星の一部である青色巨星HD 73882星によって電離されているようです^{[要出典] 。また、}スペクトルクラスB で物理的に連星と関連のある HD 73285 と HD 73500 も電離しています。 ^[17]一方、Gum 15 はCr 197 クラスターの構成要素、特に青い星HD 74804によって電離されています。 ^[5]これらは一緒に、略語 SFR 265.00-2.00 で示される星形成領域を形成しています。 [ ^18]ただし、他の研究では、Gum 15 までの距離はわずか 424 パーセクであると示唆されています。^[19]

VMR B雲はオリオン腕の周縁部約2000パーセクに位置し、ほ座OB1星団とHII領域ガム21およびガム18（RCW 35）に関連している。ガム21はおそらくウォルフ・ライエ星WR 14を取り囲む広大なリング状星雲の一部である^[20]一方、青い星CD-43 4690によって電離されたガム18はほ座OB1星団の中央に位置している^{[21] 。}

一部の科学者によると、VMR D 雲における一連の星形成現象は、複合体の南西部の局所的な領域で始まった。この領域では、最も質量の大きい成分と最も初期のスペクトル クラス (O および B)、およびいくつかの分散した分子雲が観測される。この領域は D 雲の南部に対応しており、1,000 万年から 100 万年前に最初の生成現象が発生した。^[15]その後、この現象は、高温の若い星の恒星風によって引き起こされた泡の膨張によるものであり^[22]、おそらくこれらの同じ星の放射の作用によるものと考えられるが^[15] 、 Gum 14 領域およびおそらく Gum 17 領域にまで広がり、^[23] T Tauri星のさまざまな種族を観測できる。このような現象は最終的に C 雲にまで広がり^[15]、特に Gum 20 および Vela R2 アソシエーションにまで広がった。これらのアソシエーションの年齢は数十万年から数百万年と推定されている。^[24]

ほ座分子リッジの雲は、若い恒星のスペクトル特性に似た多数のIRAS源の存在や、まだガスに深く包まれた若い星団の存在からもわかるように、激しい星形成プロセスが起こっている場所です。これらの源は、C雲に最も集中しています。^{[25]これらの赤外線源は、特に4つの主要な複合体の中で最も密度の高い小さな分子雲内に分布しており、}クラスI原始星、主にTタウリ星と特に関連していると考えられています。^[9]

ほ座分子リッジのA雲は、このシステムの最も南東の位置、ほ座λ星の南側を占めている。クラスIの星と一致する赤外線源のうち、この雲内にあるのは5つだけであるため、星形成の観点からは最も活動が鈍いように見える。VMR Aに属する最も目立つ明るい雲はRCW 41としてリストされており、不規則な外観をしており、その中に赤外線で見えるスペクトル型Bの62個の大質量星からなる若い星団[DBS2003] 36 ^{[16]が含まれている。この星団に関連する主な源はIRAS 09149-4743で、}電波源としても特定されており、COメーザーに関連すると言われることもある。これはスペクトル型Bの非常に高温の星であり、雲内のガスの電離の主な原因の1つでもある。この天体は星団の中心部に位置している。これに、前者に属するサブクラスターに位置する2番目の星が追加されます。^[26]

雲の中には直径6.5フィートの超コンパクトなHII領域もあり、その中には水メーザーとメタノールメーザーが存在します。特にメタノールメーザーは、この種の現象が発生する超コンパクトな電離ガス雲の特徴的な物体であり、大質量星形成現象の存在を示す重要な指標です。^[27]

RCW 41は、SFR 270.26+0.80としてカタログ化され、2002年のAvedisovaカタログでは頭文字Avedisova 2224で示されている星形成領域の本体です。^[18]

ほ座分子リッジのB雲は、他の雲とは独立した構造で、オリオン腕の遠く離れた周辺部、約2000パーセクのところにあります。この中には、クラスIの天体に関連する赤外線源が7つ含まれていますが、いずれも詳細に研究されていません。^[2]この雲の一部である主な明るい雲は、ガム24とガム25（RCW 39とRCW 40）としてカタログ化されています。

ガム24はあまり研究されていない星雲で、その距離は約1700パーセクと推定されており、ほ座OB1と対応しているが、他の推定では最大3000パーセク離れており、オリオン腕の端を越えてペルセウス腕の最も遠い部分といて座カリーナの中間領域にあるとされている。^[28]そのガスの電離の主な原因は青色超巨星HD 78344であると思われるが、これについては確実ではない。^[2]この雲での星形成の証拠の中には、星雲の中央領域の南東に位置する水メーザーの存在があり、これは雲内の7つの既知の赤外線源の1つであるIRAS 09017-4814と関連しているようで、^[9]おそらく周囲の塵に大きく隠された若い明るい星である。^[29]

ガム25（BBW224としてもカタログ化されている）までの距離は、さまざまな学者が約1800パーセクと位置付けることに同意しているため、より確実であるように思われる。^{[21] [30]} VMR Bからの距離も同じである。そのガスの主な電離源は、CD-48 4352としてリストされているO9V型の主系列の青い星であり、 ^[31] Vela OB1アソシエーションの一部である。雲の周囲には、いくつかのより密度が高く明るいクラスターが存在する大きなリング状の塵の構造があり、その中で重力崩壊のプロセスが進行しており、新しい星の生成につながる。^[32]この雲には、ガスに深く浸かっている若いクラスターもあり、2003年にBicaらによって出版されたカタログでは251番でカタログ化されている。^[33]

ほ座分子リッジの C 雲は、ガム星雲の最東端の北、約 1000 パーセク離れたガム 17 (RCW 33) 星雲の方向に観測されていますが、この星雲はほ座分子リッジの領域とは関係がない可能性があります。^[34]この構造の進化段階は、近くの VMR D よりもわずかに新しく、最近の星形成活動​​の兆候を示しています。その中では、C ¹⁸ O 放射を示す高密度分子雲の奥深くにネストされたいくつかの赤外線源が発見されています。^{[15]そのうちの 3 つは、2 から 10 M} _⊙の範囲の中間質量のクラス I の若い恒星の同数と一致しています。^[35]さらに、中小質量の原始星と思われる 28 個と、高密度星雲に埋もれた非常にコンパクトな 5 つの若い星団があります。これらの星団はそれぞれ10～350個の若い恒星を有し、いずれも直径わずか1パーセクかそれ以下に囲まれている。^{[36] [5] [24]} ハーシェル衛星によって観測されたほ座C分子雲は、高密度のコアとフィラメント構造が全質量のかなりの部分（40%）を占めていることを明らかにした。特定されたコアのうち、149個は原始星で、421個は星のないコアである。興味深いことに、星のないコアの78%は重力で束縛された星誕生前期のコアであることが判明した。コア質量関数（CMF）は、サルペター初期質量関数（IMF）と同一の指数（α = 1.35）を示した。フィラメント幅は0.15 pc～0.63 pcの範囲で、中央値はW = 0.3 ± 0.11 pcであった。フィラメントのかなりの部分には前星核と原始星核が含まれており、これは前星核の形成におけるフィラメントの重要な役割を裏付けている。^[37]

^{[6] [7]}

• 星の形成
• RCW36
• RCW38
• へびつかい座ロ雲複合体