星雲
複雑なガスとプラズマの構造を示す三裂星雲の真のカラー画像

星雲（ラテン語で「雲、霧」を意味する[ 1 ]、複数形はnebulaeまたはnebulas）[ 2 ] [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]は、星間物質の明確な発光部分であり、イオン化水素、中性水素、分子水素、および宇宙塵で構成されることがあります。星雲は、わし星雲の創造の柱のように、星形成領域であることが多いです。これらの領域では、ガス、塵、その他の物質が集まって密度の高い領域を形成し、それがさらに物質を引き寄せ、最終的に星を形成できるほど密度が高くなります。残りの物質は、惑星やその他の惑星系天体を形成すると考えられています。

ほとんどの星雲は巨大で、直径が数百光年に及ぶものもあります。地球から肉眼で見える星雲は、近くで見ると大きくは見えますが、明るくなることはありません。[ 6 ]全天で最も明るい星雲で、満月の角直径の2倍の面積を占めるオリオン大星雲は肉眼で見ることができますが、初期の天文学者は見逃していました。[ 7 ]周囲の空間よりは密度が高いものの、ほとんどの星雲は地球上で生成される真空よりもはるかに密度が低く（1立方センチメートルあたり10 5～ 10 7分子）、地球ほどの大きさの星雲の全質量はわずか数キログラムです。地球の空気の密度は1立方センチメートルあたり約10 19分子ですが、最も密度の高い星雲では1立方センチメートルあたり10 4分子の密度になることもあります。多くの星雲は、埋め込まれた高温の星による蛍光によって観測可能ですが、中には拡散しすぎて長時間露光と特殊なフィルターを使わないと検出できないものもあります。一部の星雲は、Tタウリ変光星によって様々な明るさで照らされています。

もともと「星雲」という用語は、天の川銀河以外の銀河を含む、拡散した天体全般を指すために使われていました。例えば、アンドロメダ銀河は、20世紀初頭にヴェスト・スライファー、エドウィン・ハッブルらによって銀河の本質が確認される以前は、アンドロメダ星雲（そして渦巻銀河全般は「渦巻星雲」）と呼ばれていました。エドウィン・ハッブルは、ほとんどの星雲が恒星と関連しており、恒星の光によって照らされていることを発見しました。彼はまた、星雲が発する光のスペクトルの種類に基づいて分類することにも貢献しました。[ 8 ]

観察履歴

カリーナ星雲の一部

西暦150年頃、プトレマイオスは著書『アルマゲスト』の第7巻から第8巻に、星雲状の5つの星を記録した。また、おおぐま座と獅子座の間にある、どの星にも関連しない星雲 領域にも言及している。[ 9 ]星団とは異なる、真の星雲が初めて言及されたのは、イスラム教ペルシャの天文学者アブド・アル＝ラフマーン・アル＝スーフィーが著書『恒星の書』（964年）の中で述べている。[ 10 ]彼はアンドロメダ銀河が位置する場所に「小さな雲」があると述べた。 [ 11 ]彼はまた、オミクロン星団を「星雲状星」として、またブロッキ星団などの他の星雲状天体もカタログ化した。[ 10 ]かに星雲（SN 1054）を形成した超新星は、 1054年にアラビアと中国の天文学者によって観測されました。 [ 12 ] [ 13 ]

1610年、ニコラ＝クロード・ファブリ・ド・ペイレスクは望遠鏡を用いてオリオン大星雲を発見しました。この星雲は1618年にヨハン・バプティスト・シサットによっても観測されました。しかし、オリオン大星雲の詳細な研究は1659年にクリスティアーン・ホイヘンスによって初めて行われ、ホイヘンスもまた、この星雲を初めて発見した人物であると信じていました。[ 11 ]

1715年、エドモンド・ハレーは6つの星雲のリストを発表しました。[ 14 ]この数は17世紀を通して着実に増加し、ジャン＝フィリップ・ド・シェゾーは1746年に20個の星雲（うち8個はこれまで知られていなかったもの）のリストを作成しました。1751年から1753年にかけて、ニコラ＝ルイ・ド・ラカーユは喜望峰から42個の星雲をカタログ化しましたが、そのほとんどはこれまで知られていなかったものでした。その後、シャルル・メシエは1781年までに103個の「星雲」（現在ではメシエ天体と呼ばれ、銀河として知られているものも含まれています）のカタログを作成しました。彼の関心は彗星の検出にあり、これらの天体は彗星と間違えられる可能性がありました。[ 15 ]

星雲の数は、ウィリアム・ハーシェルとその妹キャロライン・ハーシェルの努力によって大幅に増加しました。彼らの『1000個の新星雲と星団のカタログ』[ 16 ]は1786年に出版されました。2番目の1000個のカタログは1789年に出版され、3番目で最後の510個のカタログは1802年に出版されました。ウィリアム・ハーシェルは、彼らの研究の大部分において、これらの星雲は単に分離されていない星団であると信じていました。しかし、1790年、彼は星雲に囲まれた星を発見し、これはより遠くの星団ではなく、真の星雲であると結論付けました。[ 15 ]

1864年から、ウィリアム・ハギンズは約70個の星雲のスペクトルを調べました。彼は、それらの約3分の1がガスの発光スペクトルを持つことを発見しました。残りの星雲は連続スペクトルを示し、星の塊で構成されていると考えられました。[ 17 ] [ 18 ] 1912年、ヴェスト・スリファーがメローペ星を取り囲む星雲のスペクトルがプレアデス散開星団のスペクトルと一致することを示して、3つ目のカテゴリーが追加されました。つまり、この星雲は星の反射光によって放射しているということです。[ 19 ]

1923 年、大論争の後に、多くの「星雲」が実際には天の川から遠く離れた銀河であることが明らかになりました。

スライファーとエドウィン・ハッブルは、様々な星雲からスペクトルを収集し続け、29個の星雲が放射スペクトルを示し、33個の星雲が恒星の光の連続スペクトルを示していることを発見した。[ 18 ] 1922年、ハッブルはほぼすべての星雲が恒星と関連しており、その照明は恒星の光によるものであると発表した。また、放射スペクトルを持つ星雲はほぼ常にB型以上のスペクトル分類を持つ恒星（すべてのO型主系列星を含む）と関連しているのに対し、連続スペクトルを持つ星雲はより低温の恒星に現れることも発見した。[ 20 ]ハッブルとヘンリー・ノリス・ラッセルは共に、高温の恒星を取り囲む星雲は何らかの形で変化していると結論付けた。[ 18 ]

形成

NGC 604 、三角銀河の星雲

星雲の種類によって、その形成メカニズムは様々です。星雲の中には、既に星間物質中に存在するガスから形成されるものもあれば、恒星によって生成されるものもあります。前者の例としては、星間ガスの中で最も冷たく密度の高い相である巨大分子雲が挙げられます。これは、より拡散したガスが冷却・凝縮することで形成されます。後者の例としては、恒星進化の最終段階にある恒星から放出された物質から形成される惑星状星雲が挙げられます。

星形成領域は、巨大分子雲に関連する発光星雲の一種です。分子雲が自身の重みで崩壊し、星を生成することで形成されます。中心部では大質量星が形成されることがあり、その紫外線が周囲のガスを電離させ、可視光線の波長で見えるようになります。大質量星を取り囲む電離水素の領域はHII領域と呼ばれ、HII領域を取り囲む中性水素の殻は光解離領域と呼ばれています。星形成領域の例としては、オリオン星雲、バラ星雲、オメガ星雲などがあります。大質量星の超新星爆発、大質量星からの恒星風や紫外線、低質量星からのアウトフローといった星形成からのフィードバックによって雲が乱され、数百万年後には星雲が破壊されることがあります。

他の星雲は、超新星爆発、つまり短命で巨大な恒星の断末魔によって形成されます。超新星爆発によって放出された物質は、そのエネルギーと核が生み出すコンパクト天体によって電離されます。その好例の一つが、おうし座にあるかに星雲です。この超新星爆発は1054年に記録され、SN 1054と名付けられています。爆発後に形成されたコンパクト天体はかに星雲の中心にあり、その核は現在、中性子星となっています。

惑星状星雲として形成される星雲もあります。これは、地球の太陽のような低質量星の生涯の最終段階です。太陽の8～10倍の質量を持つ星は赤色巨星へと進化し、大気の脈動によって外層をゆっくりと失っていきます。星が十分な物質を失うと、温度が上昇し、放出する紫外線によって周囲の星雲が電離する可能性があります。太陽は惑星状星雲を形成し、その中心核は白色矮星の形で残ります。

種類

古典的なタイプ

星雲と呼ばれる天体は、4つの主要なグループに属します。その性質が解明される以前は、銀河（「渦巻星雲」）や、恒星として分離できないほど遠すぎる星団も星雲に分類されていましたが、現在はそうではありません。

すべての雲のような構造が星雲というわけではありません。ハービッグ・ハロー天体がその一例です。

フラックス星雲

M81（右上）、M82（左）、そしてIFNの大きな複合体を持つNGC 3077（右下）

統合フラックス星雲（IFN）は、比較的最近発見された天文現象です。天の川銀河面内にある典型的でよく知られたガス星雲とは対照的に、IFNは銀河本体の外側に位置します。

この用語はスティーブ・マンデルによって造語され、彼はこれを「銀河面にあるほとんどの星雲とは異なり、単一の星ではなく、天の川銀河のすべての星からのエネルギーの集積によって照らされた高銀河緯度の星雲」と定義しました。その結果、これらの星雲は非常に暗く、撮影には何時間もの露出時間が必要です。これらの星雲雲は星間物質の重要な構成要素であり、塵粒子、水素、一酸化炭素、その他の元素で構成されています。」[ 22 ]特に北天と南天の両極の方向で顕著です。南天の極に近い広大な星雲はMW9で、一般的に南天の蛇として知られています。[ 23 ]

散光星雲

カリーナ星雲は拡散星雲の一例である

ほとんどの星雲は拡散星雲として説明することができ、それはそれらが広がっており、明確な境界がないことを意味します。[ 24 ]拡散星雲は、散光星雲、反射星雲、暗黒星雲に分けられます。

可視光星雲は、励起または電離したガス（主に電離水素）からスペクトル線放射を放射する発光星雲と、主に反射光によって見える反射星雲に分けられます。 [ 25 ]発光星雲はしばしばHII領域（HIIは電離水素を指します）と 呼ばれます。

反射星雲自体は可視光をあまり放射しないが、恒星の近くにあり、恒星からの光を反射する。[ 25 ]恒星に照らされていない同様の星雲は可視放射を示さないが、背後の明るい物体からの光を遮る不透明な雲として検出されることがある。これらは暗黒星雲と呼ばれる。[ 25 ]

これらの星雲は可視光の波長によって見え方が異なりますが、いずれも明るい赤外線放射源であり、主に星雲内の塵から放射されています。 [ 25 ]

惑星状星雲

オイスター星雲はきりん座にある惑星状星雲である。

惑星状星雲は、中質量星（大きさは太陽質量の0.5～8倍）の恒星進化の最終段階の残骸である。進化した漸近巨星分枝星は、強い恒星風によって外層を外側に放出し、ガス殻を形成しながら恒星の中心核を白色矮星として残す。[ 25 ]高温の白色矮星からの放射が放出されたガスを励起し、星形成領域で見られる放出星雲とスペクトルが類似した放出星雲を生成する。[ 25 ]これらは主に水素が電離しているためHII領域であるが、惑星状星雲は星形成領域で見られる星雲よりも密度が高くコンパクトである。[ 25 ]

惑星状星雲は、初期の天文学観測者たちによって独自の名前が付けられました。彼らは当初、惑星と区別することができず、惑星の方が彼らの関心の的でした。太陽は形成後約120億年後に惑星状星雲を形成すると予想されています。[ 26 ]

原始惑星状星雲

原始惑星状星雲であるウェストブルック星雲。

原始惑星状星雲または前惑星状星雲[ 27 ]（PPN、複数形はPPNe）は、恒星の急速な進化過程における短寿命期にある天体であり、後期漸近巨星枝（LAGB）[a]期とそれに続く惑星状星雲（PN）期の間に位置する。PPNは強い赤外線を放射し、反射星雲の一種である。中質量星（1～8 M ☉ ）のライフサイクルにおいて、最後から2番目の高光度進化段階である。[ 28 ] : 469

超新星残骸

かに星雲は超新星残骸の一例である

超新星爆発は、質量の大きい恒星がその一生を終えるときに起こる。恒星の中心部での核融合反応が止まると、恒星は収縮する。内部に落下するガスは跳ね返るか、非常に高温になるため中心部から外側に膨張し、恒星を爆発させる。 [ 25 ]膨張するガス殻は超新星残骸、つまり特殊な拡散星雲を形成する。[ 25 ]超新星残骸からの可視光線やX線放射の多くは電離ガスに由来するが、電波放射の大部分はシンクロトロン放射と呼ばれる非熱放射である。[ 25 ]この放射は磁場内で振動する高速電子に由来する。

例

カタログ

参照

参考文献

  1. ^ハーパー、ダグラス。「星雲」。オンライン語源辞典。
  2. ^ American Heritage Dictionary of the English Language, Fifth Edition . Sv "nebula." 2019年11月23日閲覧、https ://thefreedictionary.com/nebulaより
  3. ^コリンズ英語辞典（完全版・完全版、第12版、2014年）。スウェーデン語「nebula」。2019年11月23日閲覧。https ://thefreedictionary.com/nebulaより。
  4. ^ランダムハウス・カーナーマン・ウェブスター大学辞典。スウェーデン語「星雲」。2019年11月23日閲覧。https: //thefreedictionary.com/nebulaより
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