白鳥座ループ
このGALEXによる白鳥座ループ星雲の画像は、オゾン層が星雲から放射される紫外線を遮るため、地球の表面からは撮影できなかったはずです。

白鳥座ループ（電波源W78、またはシャープレス103 ）は、白鳥座にある大型の超新星残骸（SNR）で、直径約3°の輝線星雲です。 [ 1 ]ループのいくつかの弧は、総称して網状星雲または巻雲星雲と呼ばれ、可視電磁波の範囲で放射しています。[ 1 ]電波、赤外線、X線画像により、ループ全体が明らかになっています。

視覚的構成要素：ベール星雲

上記と同様の図ですが、Northern Sky Narrowband Survey によって観測された光の輝線における白鳥座ループを示しています。

白鳥座ループの視界部分の中で最も明るい部分は、ベール星雲、あるいは巻雲星雲、あるいはフィラメント星雲として知られています。いくつかの構成要素にはそれぞれ異なる名前と識別名が付けられており、[ 2 ] [ 3 ]、「西のベール」または「魔女のほうき」、「東のベール」、ピカリングの三角形などが含まれます。

NGC 6960

NGC 6960 （西のベール）は残骸の西部で、「魔女のほうき」としても知られ、J2000 RA 20 h 45 m 58.1 s Dec +30° 35′ 43″ に位置します。[ 3 ]星雲内で最も西にある NGC 天体（赤経で最初）であるため、その番号は星雲全体の NGC 識別子として使用されることがあります。

NGC 6992、NGC 6995、IC 1340

これら3つの明るい領域が東のベールを構成しています。NGC 6992は、ループの北東端に沿ってJ2000 RA 20 h 56 m 19.0 s Dec +31° 44′ 34″に位置するHIシェルです。[ 4 ] NGC 6995はさらに南のJ2000 RA 20 h 57 m 10.7 s Dec +31° 14′ 07″に位置し、[ 5 ] IC 1340はさらに南のJ2000 RA 20 h 56 m 12.0 s Dec +31° 04′ 00″に位置しています。[ 6 ]

ピカリングの三角形

ピッカリングのくさび形星雲、あるいはピッカリングの三角形星雲としても知られるこの比較的淡い星雲は、1904年にエドワード・チャールズ・ピッカリングが当時所長を務めていたハーバード天文台のウィリアミナ・フレミングによって写真で発見されました。三角形はループの北側で最も明るく見えますが、写真では星雲が中央部にも広がっていることが確認できます。

NGC 6974とNGC 6979

これら二つの天体は、現在では一般的に（NGC/ICプロジェクトやウラノメトリアなどによって）、ピカリング・トライアングルの北端の東、ループの北端の雲の中にある二つの明るい星雲の塊として同定されています。NGC 6979はウィリアム・ハーシェルによって報告されました。彼が記録したベール天体の座標はやや不正確でしたが、[ 7 ]この天体の位置は、J2000 RA 20 h 50 m 27.9 s Dec +32° 01′ 33″の塊にかなり近いものでした。[ 7 ]

NGC 6979という識別名はピカリングの三角形を指すと解釈されることもあるが[ 8 ]、この三角形はおそらくハーシェルが実際に見たものではなく、カタログがこの項目に載せようとしていたものでもない。この三角形はカタログが出版された後、ハーシェルの観測からずっと後に、写真によって初めて発見されたのである。

NGC 6974はロス卿によって報告されましたが、彼が示した位置はメインループの内側の空洞領域でした。彼は位置を誤って記録したと推定され、新総合カタログではロス卿の天体は北の雲のもう一つの結び目、J2000 RA 20 h 51 m 04.3 s Dec +31° 49′ 41″、ロス卿の位置から1度北に位置しているとされています。[ 9 ]（NGC天体は通常RAの昇順で並べられますが、この位置はNGC 6979よりも東側にあります。）北中央部にあるこれらのフィラメントは、「キャロット」と呼ばれることもあります。[ 10 ] NGC 6974に関連する領域の34.5 MHzにおけるスペクトルは、25 MHzから5000 MHzの周波数範囲全体にわたって直線的に広がっています。[ 11 ]

南東の結び目

南東の結び目は、白鳥座ループの南東の縁、RA J2000、20時56分21.2秒、Dec +30° 23′ 59″に位置しています。この結び目は、超新星からの爆風と小さな孤立した雲との遭遇によって生じたものと特定されています。 [ 12 ]この結び目は、目に見える線状の放射と相関する多数のフィラメントからなる、顕著なX線の特徴です。[ 12 ]可視光線とX線のデータを組み合わせることで、南東の結び目は爆風の表面の窪みであり、小さな雲ではなく、より大きな雲の先端であることが示されます。[ 12 ]逆衝撃波の存在は、この結び目が大きな雲に遭遇した爆風の初期段階を表していることを示しています。[ 12 ]

距離

1999年まで、超新星残骸までの距離として最もよく引用されていたのは、1958年にR・ミンコフスキーが行った推定値で、ミンコフスキーの視線速度の測定値とハッブル宇宙望遠鏡による残骸の光学フィラメントの固有運動の研究を組み合わせて算出された、770パーセク（2500光年）の距離だった。[ 13 ] [ 14 ]しかし、1999年にウィリアム・ブレアは、衝撃波が全方向に同じ速度で拡大していると仮定し、ハッブル宇宙望遠鏡の画像で見える泡の側面に沿った角度の拡大と、地球に向かう視線方向の直接測定による拡大を比較し、泡の実際のサイズは従来の値よりも約40％小さいという結論を出し、距離は約1470光年となった。[ 13 ] [ 14 ]

ブレアが後に遠紫外線分光探査機（FUSE）を用いて、ベールの背後にあると思われる恒星を発見したことで、540パーセク（1760光年）というより大きな値に修正された。この恒星（KPD 2055+3111、スペクトル型sdOB）の紫外線スペクトルには、その光が超新星残骸によって部分的に遮られていることを示す吸収線が見られた。推定距離（ただし不確か）は約1860光年離れており、この恒星は1760光年という修正推定値を裏付けているように思われる。[ 14 ]

最近では、白鳥座ループに向かって見えるいくつかの星のGaia視差測定を使用した白鳥座ループまでの距離の調査により、より正確な距離の推定が行われました。 [ 15 ] [ 16 ]これらの星の 1 つである、残骸の北西縁近くに位置する 9.6 等級の B8 星 (BD+31 4224) は、その恒星風が白鳥座ループの衝撃波と相互作用した証拠を示しており、実際に残骸の内部に位置していることを示しています。[ 15 ]この星の Gaia 推定距離は約 730 パーセク、残骸の背後にあることを示すスペクトル特性を示す約 740 パーセクにある他の 2 つの星と合わせて、新しい距離は 725 x 15 パーセク、つまり約 2400 光年となります。ガイアによるsdOB星KPD 2055+3111までの距離の推定値は819パーセク（2,670光年）です。この新しい距離は、約60年前にミンコフスキーによって推定された値に驚くほど近いため、白鳥座ループの直径は約37パーセク（120光年）で、年齢は約2万年であることを意味します。[ 16 ]±{\displaystyle \pm}

天文紫外線源

白鳥座ループの紫外線画像

白鳥座ループの最も明るい遠紫外線源は、残骸の北東端に見られる。OVI輝線に調整された広視野遠紫外線星雲分光計である高解像度輝線分光計（HIRELS）の初飛行は、ナイキ・ブラック・ブラントに搭載され、ホワイトサンズ・ミサイル実験場から打ち上げられ、初めて観測された銀河系OVI輝線源である白鳥座ループの観測に使用された。[ 17 ]

X線源

X線源「はくちょう座X-5」は、SNR G074.0-08.6（はくちょう座ループ）と一致し、J2000 RA 20 h 51.1 m Dec +30° 41′に位置し、ウフルによって4U 2046+31に観測されています。この天体は、それぞれアインシュタイン天文台、HEAO 1、OSO 7によって観測されており、カタログ番号は1E 2049.4+3050、1H 2050+310、1M 2051+309です。

白鳥座ループは軟X線の強力な発生源である。[ 18 ]

X線データから決定された超新星殻の中心は、J1950 RA 20 h 49 m 45 s Dec +30° 53′ にあります。[ 19 ] X線スペクトルデータからループ全体で平均された特性熱温度は、T x = 290 ± 150万Kです。 [ 19 ]ループのX線表面輝度マップは、1973年3月30日にホワイトサンズミサイル実験場から打ち上げられたエアロビー170探査ロケットに搭載された1次元X線望遠鏡によって取得されました。[ 19 ]

コンパクトな恒星残骸の探索

超新星を放出する星のほとんどは、コンパクトな恒星残骸（中性子星またはブラックホール）を残します。どちらの残骸になるかは、通常、元の星の質量に依存します。超新星残骸の特徴に基づく様々な手法により、はくちょう座ループの祖星の質量は太陽質量の12～15倍と推定されています。[ 20 ] [ 21 ]この値は、予想される残骸が中性子星の境界内に確実に収まることを示しています。[ 22 ]しかし、多くの探索にもかかわらず、超新星残骸の特定以来、コンパクトな恒星残骸を確実に特定することはできていません。

注目すべき異常として、X線では、この星雲は南側の「ブローアウト領域」を除いて完全な球形に見える。この穴は中性子星の激しい放出によって引き起こされた可能性があるため、コンパクトな恒星残骸の探索は主にこの領域に集中している。[ 22 ] 2012年に行われたブローアウト領域の詳細な研究では、パルサー風星雲の可能性があり、その中に点状の源があることが特定された。既知のセイファート銀河とほぼ同じ位置にあるものの、わずかなずれと電波対応物がないことから、この点状源はセイファート銀河とは無関係である可能性が高い。この特徴がパルサー風星雲であるかどうか、またもしそうであれば白鳥座ループと関連があるかどうかは、まだはっきりと分かっていない。[ 22 ]もしそれが本当に超新星爆発の残骸だとしたら、中性子星は星雲の中心からおよそ100万光年という速度で放出されたはずだ。残骸の正確な年代と距離に応じて、1,850  km / sに達する。 [ 22 ]

フィクション

ジョー・ハルデマンの小説『マインドブリッジ』では、シグナスループは最終的に自滅することを決意した全能の不死の種族の故郷の星の残骸です。

参照

参考文献

  1. ^ a b Murdin, P. (2001-01-01).天文学と天体物理学百科事典. CRC Press . p. 996. ISBN 978-1-000-52303-4。
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  3. ^ a b「NGC/ICプロジェクト」 . NGC 6960の結果. 2009年5月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年12月1日閲覧。
  4. ^ 「NGC/ICプロジェクト」NGC 6992の結果。2009年5月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年12月1日閲覧。
  5. ^ 「NGC/ICプロジェクト」NGC 6995の結果。2009年5月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年12月1日閲覧。
  6. ^ 「NGC/ICプロジェクト」IC 1340の結果。2009年5月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年12月1日閲覧。
  7. ^ a b「NGC/ICプロジェクト」 . NGC 6979の結果. 2009年5月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年12月1日閲覧。
  8. ^たとえば、 Astronomy Magazineに掲載されたこの写真をご覧ください(2010 年 12 月 1 日にアクセス)。
  9. ^ 「NGC/ICプロジェクト」NGC 6974の結果。2009年5月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年12月1日閲覧。
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