ヴェスターハウト 40

W40
	スピッツァー宇宙望遠鏡によって赤外線で撮影されたW40 。
オブジェクトタイプ	H II 領域、星団
その他の指定	W40、Sh2-64、RCW 174、LBN 90
観測データ; （エポック J2000）
星座	ヘビの尾
赤経	18 31 29
偏角	-02 05.4
距離	1420±30光年 / 436±9 pc
	可視光（V）
サイズ	8分角
半径	1.65光年
推定年齢	0.8～1.5百万
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ヴェスターハウト40（W40とも呼ばれる）は、へび座にある天の川銀河の星形成領域である。この領域では、数百の生まれたばかりの星の集団を、散光星雲を形成する星間ガスが取り囲んでいる。[2] [4] [5] W40までの距離は436 ± 9 pc（1420 ± 30 光年）であり、[1] 高質量のO型およびB型星の形成に最も^近い^場所^の1つとなっ^ている。[ 6 ]^大質量OB型星からの電離放射線によって、砂時計の形状をしたHII領域^[7]が形成されている。 ^[4]

W40が形成された分子雲からの塵が星雲を覆い隠しているため、可視光の波長でW40を観測することは困難です。^[2]^[8]そのため、X線、赤外線、電波観測によって分子雲を透視し、内部で起こっている星形成プロセスを研究してきました。^[2]^[9]^[10]

W40は、赤外線暗黒雲であるSerpens South ^[11]や、Serpens Main Cluster ^{[12]と呼ばれる若い恒星団など、空の他のいくつかの星形成領域の近くにあるようです。これらの3つの星形成領域の距離がほぼ同じであることから、これらは互いに近く、Serpens Molecular Cloud [}^1]として知られる同じ大規模な雲の集まりの一部であることが示唆されています。

空の上

W40の星形成領域は、わし座、へび座、へびつかい座東部の銀河面上にある暗黒雲の塊であるへびつかい座-わし座リフトの方向に空に投影されています。 ^[13]星間雲による高い減光により、この星雲は、大質量星形成の最も近い場所の1つであるにもかかわらず、可視光では印象に残りません。

W40 における星形成

すべての星形成領域と同様に、W40 は若い星の集団とこれらの星が形成されるガス状物質 (星間物質) という複数の要素から構成されています。W40 のガスのほとんどは分子雲の形をしており、分子雲は星間物質の中で最も冷たく密度の高い相で、主に分子状水素(H ₂ ) で構成されています。^[14]分子雲の中で星が形成されるのは、雲の一部のガス質量が大きくなりすぎて、ジーンズ不安定性によって雲が崩壊したときです。^[15]星は通常、孤立して形成されるのではなく、W40 の場合のように、数百または数千の他の星を含むグループで形成されます。 ^[16]

W40では、星団からのフィードバックによってガスの一部がイオン化され、星団の周囲の雲の中に双極泡が吹き出している。^[4]このようなフィードバック効果はさらなる星形成を引き起こす可能性があるが、最終的には分子雲の破壊と星形成活動の終焉につながる可能性もある。^[17]

星団

W40 HII領域の中心には若い星団があり、太陽質量の0.1倍（M ☉ ）までの約520個の星[2] [18]が含まれています。星の 年齢_の推定に^よる^と、星団の中心にある星は約80万歳で、外側の星はわずかに古く、150万歳です。^[3]星団はほぼ球対称で質量が分離しており、質量の大きい星は星団の中心近くに比較的多く見られます。^[2] W40のような非常に若い星団における質量分離の原因は、星形成理論における未解決の理論的問題です。これは、星間の2体相互作用による質量分離の時間スケールが通常長すぎるためです。^[19]^[20]

この雲は、いくつかのO型およびB型星によって電離されている。^[21]近赤外線分光法によって、 IRS 1A Southと呼ばれる1つの後期O型星と、IRS 2B、IRS 3A、IRS 5という3つの初期B型星が特定されている。さらに、IRS 1A NorthとIRS 2Aは、ハービッグAe/Be星である。^{[6]これらの星のいくつかからの電波放射は、}超大型干渉電波望遠鏡VLA で観測されており、超コンパクトなHII領域の証拠となる可能性がある。^[22]

赤外線での過剰な光は、星団内の多くの恒星が恒星周円盤を持っており、惑星形成過程にある可能性があることを示している。^[2] IRAM 30m望遠鏡によるミリ波観測では、へびつかい座南領域に9つのクラス0原始星、W40に3つのクラス0原始星が示されており、^[23]この領域は非常に若く、活発に星を形成しているという見解を裏付けている。

星間物質

W40 は、推定質量 10 ⁴ M _☉の分子雲の中にあります。^[4]分子雲の中心核は羊飼いの杖のような形をしており、現在新しい星を生み出しています。^[23]^[24] OB 星と前主系列 (PMS) 星団は、このフィラメントの曲がりのすぐ東側にあります。雲の中心核はCOが発する電波でも観測されており、中心核の質量は 200～300 M _☉と推定されています。中心核からは弱い双極性のガス流出が流れ出ており、若い恒星によって駆動されていると思われます。2 つのローブの速度は 0.5 km/s異なります。^[25]

この地域は、 ESAのハーシェル宇宙望遠鏡によって観測された、糸状の雲構造の顕著な広がりが最初に記録された場所でした。 ^[28]これらの糸状の雲には、高密度のガスの「核」が埋め込まれており、その多くは重力によって崩壊して星を形成する可能性があります。この地域のハーシェルの結果、およびその後報告された他の星形成領域の結果は、分子雲の糸の断片化が星形成プロセスの基本であることを示唆しています。W40 とわし座リフトのハーシェルの結果は、北極星領域の分子雲の結果と比較して、線密度 (単位長さあたりの質量) がしきい値を超えて重力不安定性を受けやすくなったときに星形成が発生することを示唆しています。これは、北極星雲での星形成率が低いのとは対照的に、W40 とわし座リフトでの星形成率が高い理由です。これらの観測結果は星形成のコンピューターシミュレーションを補完するものであり、分子雲フィラメントが星の誕生に果たす役割も強調している。^[29]

宇宙に設置されたチャンドラX線天文衛星による観測では、HII領域から拡散したX線の輝きが見られ、これはおそらく数百万ケルビンのプラズマの存在によるものと考えられています。^[2]^[30]このような高温のプラズマは、大質量星からの風によって生成され、衝撃波によって加熱されます。

ギャラリー

スピッツァー宇宙望遠鏡によるW40のモザイク画像。^[31]
スピッツァー画像に写るIRDCのクローズアップ。
X線で見たW40銀河団。^[2]
ハーシェルが見たW40とその周辺。^[28]
W40の中心を撮影したソフィアの眺め。 ^[8]
マウントレモンスカイセンターから見たW40の光学画像。^[32]

参照

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