白鳥座分子星雲複合体
天の川銀河の巨大分子雲
白鳥座分子星雲複合体
白鳥座分子星雲複合体
IAU 白鳥座図
オブジェクトタイプ地域H II
その他の指定IC 1318; Sh2-109 [1]
観測データ
（Epoch J2000.0）
星座白鳥座（星座）
20時間20分 [2]
赤緯40° [2]
距離500 / 1533 [3]
質量10,000～100,000 [4]  M ☉
注目すべき機能
巨大な分子雲
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白鳥座分子星雲複合体（または単に白鳥座複合体）は、北半球の天の川銀河の中心部、白鳥座の方向に位置する巨大分子雲です。天の川銀河の中で最も乱流の激しい星形成領域の一つであり、最大の分子星雲複合体として知られています。その中には、複数のHII領域、広大で明るい恒星団、散開星団、そして銀河系で最も明るい恒星が多数含まれています。 [5]

この複合体の中で最も顕著な構造は、カタログ略語Sh2 -109 で知られています。これは、数百光年に及ぶH II 領域の広大な集合体であり、非常に明るい星によって電離され、この領域の空のさまざまな OB アソシエーションで放射されています。[1] Sh2-109 は、白鳥座 X として知られる巨大な分子星雲複合体の中で最も明るく目立つ部分でもあります。この領域のガスと塵の総質量は、10,000 から 100,000太陽質量の間です。[4]

この領域は、太陽系が位置するオリオン腕[6]とペルセウス腕[ 7]の境界に位置し、距離は 5,000 光年と推定されています。[3]この複合体はまだ進化の初期段階にあり、明るく大質量の恒星成分を含む非常に若く集中した散開星団がいくつか存在していることからそれが明らかです。[8]この領域の最遠方には、このエリアの OB 連星の 1 つにつながる有名なはくちょう座 X-1天体があります。これはX 線源としてよく知られており、多くの人から伴星である青色超巨星から物質を吸い込むブラックホールだと考えられています。[9]

観察

この地図は、サドル (はくちょう座ガンマ星) の周りのはくちょう座分子複合体を中心としたものですが、複合体の大部分は、サドルとデネブの間に見える濃い暗黒の塵の雲に隠れたままです。

白鳥座複合体は、明るい星デネブと白鳥座の心臓部であるサドルの間の空の広がりの方向に位置しています。しかし、肉眼でも双眼鏡でも小型望遠鏡でもそれを見つけることはできません。小型の機器で見えるのは、星の集合体と小さな散開星団の集まりで、それらが属する天の川銀河は空で最も明るいものの1つになるほど、かなり明白なフレアを形成します。[10]

北半球の赤緯が約+40°であるため、この星雲群の領域は地球の北半球全域から完全に観測可能であり、年間を通して、また北緯50度以北では周極星雲からも観測可能である。この天の川の支流は北半球の夏と秋の夜空を完全に支配し、北半球中緯度ではほぼ天頂に位置する。一方、南半球では、特に中緯度以南ではこの部分の観測が非常に困難である。しかし、南半球の熱帯地域では比較的観測可能である。 [10] [注 1]

関連する星雲を観察するには強力な望遠鏡も必要ですが、それを見つけるための最良の方法は天体写真の潜在能力を活用することです。また、雲が凝縮されている空の一部は、北半球では白鳥座の割れ目または「北方石炭袋」として知られる暗黒星雲の大きな複合体によって大部分が隠されており、観測者の視線の邪魔になっていることも念頭に置く必要があります。[11]

歳差運動の時代

48000 bevから52000 becまでの期間における、J2000.0期の固定空への北極歳差運動の投影。[12]一番下の明るい星はベガです。

春分点歳差運動と呼ばれる現象により、星や星座の天球座標は黄道の北極と南極からの距離に応じて大きく変化することがある。[11] [13]

デネブ、サドル、そして白鳥座複合体の天の川部分は、赤経約20時間に位置しており、黄道の北極付近を除いて天体が南端の赤緯に達する地点に相当します。[注 2]

現在、約2500年前に赤経18時間を超えたこの複合体は、次第に北寄りの傾きを帯びる傾向にある。今から約1万1000年後、この複合体は赤経6時間に達した時点で最北端に達する。その時、反対側の図に見られるように、天の北極から数度離れた位置にあることになる。[注 3]

銀河環境と視線

白鳥座の方向に見える銀河系の領域は、白鳥亀裂として知られる暗黒星雲の広がりによってほぼ完全に占められています。これは低速度の雲系で、私たちの視点からは、サドルの南で天の川銀河全体を縦断し、その長さは86度にも達するように見えます。この雲は平均約700パーセク（2300光年に相当）の距離にあり、約1000光年にわたって広がっています。[14]この雲複合体の端には、約2,400光年離れたNGC 6940などの散開星団がいくつかあり、 [15]また、630パーセク（2050光年）の距離にある明るいWR 147（明るさが強く隠されている（絶対等級は-4.7であるが、見かけの等級は15であるように見える））を含むいくつかのウォルフ・ライエ星があります。[16]

地球から白鳥座の裂け目の北方向を観測すると、北アメリカ星雲とペリカン星雲という2つの有名な星雲が見えます。どちらも約800パーセク（2600光年）の距離にあり、裂け目の暗黒複合体から近い距離にあります。この複合体は、フェンディトゥラ自体の複合体と共に、太陽も含まれる明るい星の集まりであるグールドベルトと、この雲の向こう側に位置する巨大な恒星と星雲からなる白鳥複合体を隔てる、非常に広大な巨大分子雲系の一部です。[2]

太陽から見た白鳥座方向の銀河領域の概略図。

この暗い弾幕の向こうには、大きなOB星団であるはくちょう座OB7とはくちょう座OB4が位置している。[14]大きな白鳥星雲複合体の最周辺部には、かなりの数の散開星団があり、そのいくつかは、NGC 6910や有名なM29のように、小型の機器でも過度の困難なしに観測できる。どちらも5,000光年以上離れている。[15]分子複合体自体は、最大の割合を占め、その支流がこれらの星団のほぼ近くまで伸びているSh2-109と、完全には照らされていないが強いX線放射を発する広大な複合体であるはくちょう座Xから構成されている。Sh2-109とはくちょう座Xを合わせると、直径がほぼ450パーセク、つまり1,400光年に相当する。[2]

地球から複合体の「南」端に見える端、5100光年の距離には、別の容易に観測できる散開星団NGC 6871があります。[15]しかし、視線の反対方向に位置する複合体のセクターには、最も本質的に明るいOB星団がいくつか存在します。これは、「最南端」の白鳥座OB1星団である白鳥座OB9と、特に非常に明るい白鳥座OB2の場合です。白鳥座OB2には、天の川銀河で最も明るい既知の星のいくつか、特に白鳥座OB2-12が含まれています。[17]

さらに進み、複合体を越えてこの銀河セクターで知られているより遠隔の領域に進むと、2つのより明るいOB連星、Cygnus OB3とCygnus OB8があり、これらに加えて、観測が困難な散開星団NGC 6819があり、これらはすべて複合体の視線からいくらか離れており、これらすべての距離は約7700光年です。[15]地球から見てデネブのちょうど北西に、同様の距離で方向が異なる場所に、最後に別のHII領域、Sh2-115があります。これは、直径約110光年に太陽の4400質量のガスと塵を含むバークレー90星団の明るい星によって電離されています。 [18]

構造

スワン分子領域で最も明るい星雲複合体であるIC 1318は、サドルの近くに見えます。クレジット：CAST

この分子複合体は、地球から約5,000光年の距離に位置しており、天の川銀河の中でも特に星形成が活発な領域を指しています。この複合体は、複数の異なる領域に分かれていますが、いずれも同じ複合体の一部です。2つの主要な領域は、はくちょう座Xと呼ばれる広大な拡張領域と、Sh2-109として知られるHII領域の集合体です。前者はこの領域で見られる大規模なOB星団を貫く最大の構造を成しており、後者は星形成が活発な高密度星雲群です。はくちょう座X領域は、暗い亀裂複合体によって大きく隠されています。亀裂は私たちの視線と重なり、大規模なHII領域と、様々な若い星団の非常に明るい星野をほぼ完全に覆い隠しています。[4]

全体で159個もの雲が確認されており、その密度、大きさ、質量などの様々な特徴が分かっています。さらに、7つの大きなHII領域、3つの超新星残骸、45個のTタウリ星、18個の分子ジェット、そして若い恒星や原始星と一致する215個もの赤外線源があり、おそらく分子雲に関連しています。[19] [20]

IC 1318

最も密度が高く、観測しやすい構造の一つが、 IC 1318 （Sh2-108）星雲系です。写真では、サドル星をほぼ取り囲みながら、互いにほぼ離れている星雲の集まりとして写ります。そのため、星雲は独立した星雲として分類されています。実際、これらの星雲には、西から東に向かってIC 1318aからIC 1318eまで番号が振られています。[10]この星雲を明るくしているのは、一見するとサドル星そのものではないようです。なぜなら、サドル星は分子複合体とは無関係だからです。サドル星は地球から約1,500光年離れた非常に遠い星ですが、星雲の領域と比較すると、サドル星は前景に過ぎません。[3]

最も強い直接観測可能な部分は、まさにLDN 889暗帯の近くにあるIC 1318の部分です。一方、最西端の部分はより希薄でフィラメント状に見え、この部分は1つ以上の超新星爆発によって形成されたことを示唆しています。[21]

Sh2-109

白鳥座。赤くマークされた空の領域は、Sh2-109 複合体の見かけの範囲を示しています。

Sh2-109は、HII領域、暗黒星雲、明るいガス柱、そして若い星団からなる広大で複雑な星系です。その位置する空域は、サドルの南数度、散開星団NGC 6871のすぐ北に見えます。その見かけの広がりは17度にも達し[2] 、 5000光年の距離にあるため、実直径は4600光年にも相当します[1] 。

白鳥座X号

白鳥座Xは、銀河面に存在する最も構造的に複雑な領域の一つとして長らく考えられてきた。それは広大な星雲体であり、その中には小星雲構造や多数のOB星団が含まれる。元々は単一の顕著な電波源として知られていたが、銀河系外の電波源である白鳥座Aと区別するためにXという頭字語が与えられた。様々な波長における観測技術の発達により、数百の電波源が発見され、1980年代には800個にまで達した。これらの研究は、複合体の中心領域が最も強く遮蔽されていることも示した。[7]

白鳥座X領域に見られる大規模な銀河構造については、長年にわたり学者たちの間で一定の見解が一致しているものの、星形成領域の運動距離の決定には依然として困難が伴う。これは、様々な視線速度の差が銀河雲の分散と一致するためである。パーシウス座腕は、様々なHII領域と本質的に明るい星の分布をマッピングすることで追跡できる。これらの研究によると、白鳥座X複合体は、私たちの腕とパーシウス座腕と結合して位置している。[7]しかし、他の研究では、この腕は白鳥座腕であると考えられている。[22]

COの研究に基づいて、はくちょう座X複合体では、最大2000パーセク（約6500光年に相当）の距離にあるスペクトルクラスAとBの約70個の若い恒星が特定されており、これらの天体のほとんどがオリオン腕の極限に位置していることがわかりました。[7]

H II領域と恒星形成現象

Sh2-109星雲複合体の最南端。暗黒星雲B147が目立つ。

白鳥座X複合体は、星形成現象が極めて激しく、星間物質のダイナミクスが極めて激しい多数の構造と関連していると考えられる。複合体が見える領域は、その構造を解明するために、X線から中間赤外線まで様々な波長で研究されてきた。その結果、複数の超新星残骸に加え、互いに多かれ少なかれ隣接する相当数のHII領域が発見され、これらはすべて、いわゆる白鳥座スーパーバブルに含まれる。白鳥座X複合体を構成する様々なHII領域は、この銀河領域の三次元構造の再構築と、現在進行中の新しい星形成現象の研究において極めて重要である。さらに、それらは、大質量星の集合体と周囲の星間物質との間の様々な相互作用が、いかにして多様な形状と構造を作り出すかを示す優れた例であり、これらの集合体の多くが単一の非常に巨大な複合体内で物理的に連結されているという事実は、それらの研究を助けている。[8]

複数の波長で観測して星雲に埋もれた恒星の要素を比較する方法に基づき、はくちょう座のいくつかの観測可能なHII領域の位置と距離をかなりの精度でマッピングすることができた。ある研究では、はくちょう座X複合体に属する星形成領域の多くが散開星団または非常に若い星団と関連していることが判明した。これは、1960年代と1970年代に行われた他の研究の結果を裏付けるものである。その研究では、星雲塊中に潜在的に励起性の星がまばらに存在することから、複合体は進化の初期段階にあり、現在形成中の星は形成中の球状星団に大部分が覆われているという仮説が立てられていた。[23]

複合体の100太陽質量未満のHII領域は、他の雲の最大4倍の質量を持つ大質量星を形成する傾向がある。その原因は、雲の縁にある電離ガスによって生じる高圧、またはHII領域自体に存在する放射線の光分解作用のいずれかであり、これらの放射線は分子雲を崩壊させる傾向がある。一方、より大きく質量の大きい星雲複合体は、ビリアル平衡、つまり崩壊状態にある傾向がある。[20]

DR 21

天の川銀河で最も大規模な星形成領域のひとつ、DR 21。

個々の星雲複合体の中で、天文学者たちは特に明るい天体を発見した。その中で最も注目され、最も研究されているのは明るいDR 21である。[24] W75としても知られるこの複合体には、天の川銀河で最も質量の大きい星形成領域の一つが含まれている。それは若い星の集団と関連しており、その距離は議論されてきた。1980年代まで、DR 21の距離は約10,000光年と示されていたが、最近の測定ではこの値はわずか5,000光年にまで短縮され、[25]スワン複合体の中心に位置する。[26]

DR 21は、相互作用する2つの巨大分子雲によって形成されると考えられています。中心に位置する、より高密度で質量の大きい領域は、一般的な崩壊現象によって形成された可能性があります。この領域では高温の星形成が起こり、周囲のガスが照らされ、分子雲は今日観測されているコンパクトなHII領域へと変化しました。DR 21は非常に若い構造であり、周囲の天体から発生する乱流や圧力によって構造が変化しておらず、収縮の減速を引き起こしていません。[27]

COの輝線では双極性ジェットが検出されており、これはおそらくCO内の様々な若い恒星によって発生したものである。これらのジェットは、天の川銀河でこれまでに知られている中で最も強力で質量の大きいジェット（M = > 3000 M☉）であり、雲自体の崩壊に対抗するのに十分なエネルギーを持ち、最終的な散逸に関連する現象において重要な役割を果たす可能性がある。[28]雲の外側では、大きなフィラメント構造が観測されているが、これは明らかにジェットから放出された物質によって生成されたものであり、星団が位置する大きな泡と相互作用しているように見える。 [25]

その他の構造

その他の小さな構造には、明るいはくちょう座 OB2 連星の中心核の方向に突き出ているように見える ECX6-27 領域がありますが、視線速度が負の値であることから、2 つの天体の間に実際の物理的なつながりがあるとは考えられません。この H II 領域は、対照的に同じ視線速度を示す広大でより低温のHI 領域とつながっているように見えます。距離は 8000 光年以上あり、複合体の中で最も遠く離れた星雲の厚みのある部分の 1 つです。[29]その代わりに、ECX6-20 は非常にコンパクトな星団で占められており、赤外線でのみ見える他の 2 つの星が結合しています。視線速度の測定では、複合体の中央、渦巻き腕の端に位置します。近赤外線および電波観測では、コンパクトな星団から始まって東に伸びる弧状の構造が見られ、一方、対照的に、2 番目のかなり暗い弧が西に向かっています。二つの弧に対する星団の位置を分析することで、泡の膨張が星形成を引き起こし、コンパクトな星団、おそらくは古代の超新星の残骸が生まれたという仮説が立てられました。[30]

距離測定

「北方石炭袋」は、デネブ（右）とサドル（左）の2つの星の間に位置する暗黒星雲です。スワン銀河群の中心はほぼこの方向にあり、地球と銀河群の中間にあるこの暗黒星雲によって地球からは隠されています。

スワン・コンプレックスまでの距離は、1960年代初頭に、最も明るいHII領域のHα線と電波放射の比較を利用し、この領域の主なガス励起が明るいはくちょう座OB2アソシエーションであると仮定することで、概算されました。これらの測定に基づいて、約1500パーセク（約5500光年）という距離が決定されました。その後の測定により、これらの決定はほぼ裏付けられました。[3]

複合体までの距離を計算することが難しい理由はいくつかある。第一に、この領域は、上で見たように、視線を遮る大量の塵によって非常に隠されているため、雲までの距離を計算する手順は、これらの星が必ずしも既知ではないため、成功しない。第二の困難は、厳密に銀河系に関係する。この銀河経度における天の川銀河の回転は、視線速度の測定値を大きく変化させる。これは理論モデルで予測される以上に大きく、銀河の回転によって引き起こされる速度の変化は、速度の増加に対して非常に緩やかであるためである。したがって、星雲で観測される視線速度と銀河の回転速度を比較する方法も適用できない。[3]

OB協会

OB星団は、スペクトル型OとBの10～100個の大質量星（青色で非常に高温）を含む若い恒星団です。これらの星は巨大分子雲の中で一緒に形成され、星が形成されると、残留ガスは強い恒星風によって吹き飛ばされます。[31]数百万年以内に、この星団内の明るい星のほとんどが超新星として爆発しますが、質量の小さい星ははるかに長く生き残ります。天の川銀河のほとんどの星は、もともとOB星団に属していたと考えられています。[31]逆説的ですが、他の銀河のOB星団は、内部のほとんどの天体を覆い隠す暗黒雲の存在により、天の川銀河のOB星団よりも簡単に知ることができます。[17]

白鳥座OB1

白鳥座OB1は、若く高温の星々が広がる連星系であり、IRASなどの遠赤外線観測機器によって観測可能な超新星形成ガス系と関連していると考えられています。この波長で行われたいくつかの研究によると、この構造は非常に若く、わずか100万年前に形成されたもので、複数のバブルが重なり合って形成されたと考えられます。球形ではないその形状は、おそらくこの領域における大質量星の空間分布によるものです。このバブルの研究により、連星系の星々が単一の星形成過程によって形成されたのではないことが明らかになりました。実際、白鳥座OB1の現在最も質量の大きい星々は、まだウォルフ・ライエ星段階にあるため、他の構成要素よりも遅く形成されたと考えられます。さらに、超新星バブルの大きさから、太陽質量の45倍から80倍の質量を持つ星から発生した3個、最大で5個の超新星爆発によって発生したと考えられます。[22]

白鳥座OB2

Celestia プログラムで観測した Cygnus OB2 の集合体。

白鳥座OB2は、銀河系で最も明るく、最も密集したOB星団の一つです。多数の青色超巨星から構成されており、その中には最も高い固有輝度を持つものも含まれています。[17]その構成要素は非常に若く、自転速度は中程度に遅いです。[32]

いくつかの研究で、はくちょう座OB2の恒星のスペクトルと温度が分析されており、その構成要素の多くが強い恒星風によって引き起こされる大きな質量損失を受けていることも判明している。[32]水素とヘリウムの存在率は、はくちょう座OB2-7を除くすべての恒星で同様であり、この恒星ではヘリウムが他の恒星より​​も多く存在すると考えられる。[32]連星の中心からわずかに離れたところに、はくちょう座OB2-12がある。これは天の川銀河内で知られている最も明るい恒星の1つである超巨星である。その絶対等級は約-12で、減光がなければ、地球から見たこの恒星の見かけの等級は1.5で、これはデネブの見かけの等級と非常に近いが、塵による吸収のために視等級は11.4まで低下し、肉眼では見えない。[33]

一部の学者は、質量、密度、そして星団の大きさを考慮して、はくちょう座OB2は形成中の球状星団の一例ではないかと推測している。同様の天体は大マゼラン雲や他の銀河の星形成領域でも観測されており、また、この天体が天の川銀河内でこの種の天体として初めて発見される可能性も指摘されている。[34]

白鳥座OB9

白鳥座OB9は、私たちの視線から見て、前のものからそれほど遠くないところに観測される、比較的集中していない連星です。この連星と前の連星には、スペクトル型Oの非常に高温の恒星が100個ほど発見されています。このようなシナリオは、天文学的に短い期間（数百万年以内）に、この連星が多数の超新星爆発の場となる可能性があることを示唆しています。非常に質量の大きいO型恒星の平均寿命が約170万年であると仮定すると、約7万年に1つの超新星爆発が発生する頻度が予測されます。[35]距離は1700パーセク（5500光年）と推定されており、他の2つの連星とほぼ同等です。[3]

電波とX線観測

さまざまな波長での白鳥座銀河団の画像: 上は可視光、中は赤外線、下は電波 (0.4 GHz ) です。

星形成などの重要な力学現象および摂動現象の発生源である白鳥座複合星団の領域は、可視光よりも電波やX線によって明確に観測されます。電波観測から、白鳥座X複合星団に存在する明るい星雲は、銀河系の接線方向に観測される領域にあることが示唆されています。電波源の観測により、その多くは高温物質によるものであり、その位置は可視光で観測可能なHII領域の位置と一致することが分かりました。X線観測では、13°に広がるリング構造であるスーパーバブルの構造が明瞭に示され、天の川銀河の腕の中で発見された中では、これまでで最大かつ最もエネルギーの高い構造であることが証明されました。このリング構造の一部は1970年代以降に発見され、白鳥座X-6および白鳥座X-7という頭字語で分類されていますが、発見当時はその性質が明確に定義されていませんでした。[36]

スワン複合体に類似した特徴（例えば、フィラメント状のHα放射やOB星団の連星など）を示す銀河系領域は、スワン複合体よりもはるかに小規模ではあるものの、少なくとも他に2つ知られている。その1つは、よく知られているガム星雲である。これは、X線を放射しないものの、オーストラリアのスターン座とセイルズ座の間にある、赤外線でよく観測できる古代の超新星残骸である。もう1つの構造は、オリオン座、おうし座、エリダヌス座の間に位置するエリダヌス・バブルである。[36]

スワン領域においては、分子構造をこれほどまでに強化できる銀河内天文現象は、超新星爆発と強い恒星風の作用の2つしか知られていない。単一の巨大超新星爆発によって構造が強化された可能性は排除できる（構造の形状は説明できるが、放射の強さは説明できない）。一部の科学者は、複合体の強化に寄与したエネルギーは、おそらく一連の連続した超新星爆発によって生成された、この領域の高密度星間物質と相互作用する強い恒星風から生じたのではないかと示唆している。実際、300万年から1000万年の間に300万から1000個の超新星が爆発すれば、この領域を観測レベルまで強化するのに十分なエネルギーを供給できた可能性があると示されている。しかし、これらの爆発の起源となる恒星は、現在この領域で最も質量の大きいはくちょう座OB2星団を形成している恒星よりも古いものであったはずだ。[36]

白鳥座X-1

Cygnus X-1 システムのイラスト。

白鳥座X-1は、銀河系で最もよく知られ、最も研究されているX線源の一つである。[37]白鳥座複合体の周辺部に位置し、太陽が位置する渦巻き腕に沿って、太陽がいて腕と交差する点の近くに位置する。この星は、おそらく太陽の約8.7倍の質量を持つ恒星ブラックホールであり、 [38]通常の恒星や中性子星などの他の異質な天体と比較するにはコンパクトすぎることが証明されている。もしブラックホールであれば、事象の地平線の半径はおそらく約26kmとなるだろう。[39]

白鳥座X-1は、質量の大きいX線連星系に属しています。この連星系は約6,000光年離れており、軌道距離が約0.2 AUである青色変光超巨星HDE 226868を含んでいます。この恒星からの強い恒星風は、X線源である伴星を取り囲む降着円盤に大量の物質を運びます。 [9]内側の円盤内の物質は数百万ケルビンまで過熱され、観測可能なX線放射を放射します。[40]さらに、円盤の両極から一対のジェットが噴出し、周囲の空間に物質を放出します。[41]

この系は、太陽から見ると、はくちょう座OB3星団のスワン分子複合体のすぐ後ろに位置しています。年齢は約500万年で、質量が太陽の40倍にも達する前駆星から形成されたと考えられています。初期の質量の多くは恒星風として、そしてその後の超新星爆発期に放出され、そこからブラックホールが誕生したと考えられます。[42]

参照

注記

  1. ^ 北緯 40 度の赤緯は、天の南極からの角度距離 50 度に相当します。つまり、北緯 50 度より北では天体が周極し、南緯 50 度より南では天体が昇らない、ということになります。
  2. ^ 黄道と 18 時間の赤経の交点が、 12 月 22 日の冬至に太陽がある点と等しいと考えてください。
  3. ^ これを判断するには、SIMBAD によって提供された 1950 年と 2000 年の春分点の 2 つの座標 (それぞれ +19°52' と +19°41') を分析するだけで十分です。

参考文献

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