HH 46/47
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HH 46/47
散光星雲
ハービッグ・ハロー天体
HH天体46/47。HH 46は左下の星雲、HH 47は右上にあります。HH 47Bは2つを繋いでいます
観測データ: J2000エポック
赤経8時25分43.6秒[ 1 ]
赤緯−51°00′36″ [ 1 ]
距離1470 光年   （450 パーセント）
星座ほ座
名称HH 46/47、HH 46、HH 47

HH 46/47は、ハービッグ・ハロー天体(HH 天体)の複合体で、ガム星雲近くのボック球状星団に位置し、地球から約 450パーセク(約 1,470光年) 離れている。若い恒星から噴出する部分的に電離したガスのジェットが、周囲の物質と衝突して目に見える衝撃波を発生させる。1977 年に発見されて以来、最も研究が進んでいる HH 天体の一つであり、若い恒星に関連する最初のジェットが HH 46/47 で見つかっている。この複合体では、4 つの輝線星雲 HH 46、HH 47A、HH 47C、HH 47D と 1 つのジェット HH 47B が確認されている。また、主に単極性の分子流出と、恒星の反対側にある 2 つの大きな弓状衝撃波も含まれる。複合体の全体の大きさは約 3 パーセク (10 光年) である。

観測の歴史

この天体は1977年にアメリカの天文学者RDシュワルツによって発見された。[ 2 ] HH天体の命名規則に従って、彼は発見した2つの星雲を、発見された46番目と47番目のHH天体であったことから、HH 46とHH 47と名付けた。[ 3 ]ジェットと他の星雲はすぐに複合体内で特定された。[ 4 ] [ 5 ]これは原始星の近くで発見された最初のジェットだった。これ以前は、ハービッグ・ハロー天体がどのように形成されるかは不明であった。当時のモデルの一つでは、それらは埋め込まれた星からの光を反射するため、反射星雲であると示唆されていた。超新星残骸とHH天体のスペクトルの類似性に基づいて、シュワルツは1975年にHH天体は放射衝撃波によって生成されるという理論を立てた。このモデルでは、Tタウリ星からの恒星風が周囲の媒体と衝突し、放射につながる衝撃波を生成する。[ 6 ] HH 46/47のジェットの発見により、HH天体は反射星雲ではなく、原始星から噴出したジェットによって駆動される衝撃波駆動型輝線星雲であることが明らかになりました。[ 7 ] HH天体の領域、明るさ、およびコリメートされたジェットへの影響により、HH天体の中で最も研究されている天体の一つです。[ 5 ] [ 8 ]この天体に関連する疑問符の画像が、 2023年8月18日のニューヨークタイムズで報道されました。[ 9 ]

ハッブル宇宙望遠鏡の映像は、物質が源から遠ざかっていることを示しています。14年間にわたる明るさの変化が確認できます。

形成

形成の初期段階では、恒星は自転軸に沿って部分的に電離した物質の双極性の流出を発射する。一般的には、降着円盤の磁場と恒星の磁場の相互作用により、降着物質の一部が流出の形で噴射されると考えられている。場合によっては、流出はジェットに集束される。[ 10 ] HH 46/47 の源は、可視波長では検出できないガスと塵の暗黒雲内に位置するI連星系原始星である。約 150 km/s [ a ]の速度で、雲から噴出する双極性ジェットに物質を噴出している。[ b ]ジェットは周囲の物質に衝突すると、物質に衝撃を与え、可視スペクトルでの放射につながる。[ 12 ]噴出の変動は、噴出物質の速度の違いにつながる。これにより、後から噴出した高速物質が先行して噴出した低速物質と衝突するため、ジェット内に衝撃波が生じる。これらの衝撃波によって放出物が生じ、ジェットが目に見えるようになる。[ 11 ]

特性

ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によるこの赤外線画像では、恒星（中央）、接近するローブ（右上）、そして後退するローブ（左下）がはっきりと見えます。接近するローブには分子の流出がないことが明らかです。この構造の直径は0.57パーセクです

アウトフローには双極性があるが、可視波長では一方のジェットしか見えない。対流ジェットは地球から遠ざかり、その中に恒星がある暗黒雲に向かっているため、目に見えない。しかし、赤外線波長でははっきりと見える。対流ジェットは周囲のガスと相互作用しながら、明るい弓状衝撃波であるHH 47Cで終わる。[ 10 ] HH 46は源の近くに位置し、放射/反射星雲である。つまり、衝突するジェット物質によって光を放射し、また源からの光を反射する。その明るさは数年の間に劇的に変化し、これは親星の変動に直接関係している。HH 46からは、青方偏移した長くねじれたジェットであるHH 47Bが噴出する。[ c ]アウトフローが曲がってねじれて見えるのは、噴出方向の変化、すなわち源星の歳差運動によるものである。[ 6 ]ジェットは複合体の中で最も明るい星雲であるHH 47（HH 47Aとも呼ばれる）で終わっている。少し離れたところに、やや暗く拡散したHH 47Dがある。[ 13 ]複合体は、天空面上でHH 47CからHH 47Dまで0.57パーセクにわたって広がっている。[ 6 ] 2つの比較的大きな弓状衝撃波がさらに遠くに現れ、HH 47SWは後退ローブの向こう側にあり、HH 47NEは接近する青方偏移ローブの手前側にある。それぞれ源星から約1.3パーセク離れているため、複合体全体は天空面で2.6パーセクの長さに見える。[ 10 ] [ 14 ]構造全体は天空面に対して約30°の角度で投影されているため、実際の長さは約3パーセクになる。[ 14 ]

光の強度と波長の関係を示すグラフには、周囲の物質中の分子による星からの光の吸収によって生じるいくつかの窪みが見られます
NASAスピッツァー宇宙望遠鏡によって取得されたHH 46/47のガス層の赤外線スペクトル。恒星のすぐ近くの物質はケイ酸塩に富んでいる。
ハービッグ・ハロー天体は夜空で見られる珍しい天体の一つで、周囲のガスや星々の間を漂う細長い物質の噴流の形をしています。

源星と円盤を合わせた光度は約24 L ☉である。質量は次のように増加している。6 × 10 −6 M ☉ /年。接近するジェットの質量損失率は約年間4 × 10 −7 M ☉で、これは年間に蓄積される総質量の約7%に相当します。ジェット内の全物質の約3.6%が電離しており、平均ジェット密度は約1400 cm −3です。ジェット内の衝撃波速度は約34 km/sです。 [ 11 ]

この恒星からの噴火は断続的に起こる。現在の噴火は約1000年続いており、前回の噴火は約6000年前に始まり、3000年から4000年続いた。[ 8 ]現在の噴火における大規模な噴火は400年ごとに発生している。複合体の規模に基づき、源となる恒星の年齢は10の4乗から10の5乗年と推定されている。[ 15 ]

分子流出

恒星から放出されるジェットは、周囲の分子ガスに運動量を伝達し、ガスを持ち上げます。その結果、ジェットの周囲に0.3パーセクの長さの分子流出が発生します。[ 10 ]しかし、この流出はほぼ単極性で、後退するジェットと一直線になっています。接近する分子流出は非常に弱く、これはおそらくジェットが雲から抜け出し、分子流出の形で持ち上げられる物質がほとんどないためです。[ 6 ]分子流の速度はジェットよりもはるかに遅いです。分子流出では、メタン、メタノール、水氷、一酸化炭素、二酸化炭素（ドライアイス）、さまざまなケイ酸塩など、いくつかの有機化合物と無機化合物が検出されています。氷の存在は、温度が数千度に達するジェット領域や衝撃波領域とは対照的に、恒星の塵に覆われた部分は冷たいことを示唆しています。[ 16 ] [ 17 ]

参照

注記

  1. ^これは恒星に対するものです。空間速度は300km/sです。 [ 11 ]
  2. ^後退ジェットは恒星に対して125 km/sと少し遅い。 [ 5 ]
  3. ^ジェットは恒星系から発生しますが、HH 46 の外側の端でのみ見えるようになります。

参考文献

  1. ^ a b Reipurth, B. (1999). 「ハービッグ・ハロ天体の総合カタログ」（第2版）
  2. ^ Schwartz, RD (1977年2月). 「ガム星雲の膨張によって引き起こされた星形成の証拠」.アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 212 : L25– L26. Bibcode : 1977ApJ...212L..25S . doi : 10.1086/182367 .
  3. ^ヘルビッグ、GH (1974)。 「Herbig-Haro オブジェクトのドラフト カタログ」。なめる天文台速報。658 (658): 1–11。ビブコード: 1974LicOB.658....1H。
  4. ^ Dopita, MA; Schwartz, RD; Evans, I. (1982年12月). 「ハービッグ・ハロー天体46および47 - 若い恒星からの双極子放出の証拠」 .アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 263 : L73– L77. Bibcode : 1982ApJ...263L..73D . doi : 10.1086/183927 .
  5. ^ a b c Reipurth, B.; Heathcote, S. (1991年6月). 「HH 46/47のジェットとエネルギー源」.天文学と天体物理学. 246 (2): 511– 534. Bibcode : 1991A&A...246..511R .
  6. ^ a b c d Reipurth, B. (1997). 「ヘルビッグ・ハロ研究50年。発見からハッブル宇宙望遠鏡HSTまで」Reipurth, B.; Bertout, C. (編).ヘルビッグ・ハロ流と星の誕生。IAUシンポジウム第182号。Kluwer Academic Publishers。pp .  3– 18。Bibcode : 1997IAUS..182....3R。
  7. ^ラーガ、AC;ベラスケス、PF;ノリエガ・クレスポ、A. (2018 年 4 月)。 「HH 47 は速度が落ちていますか?」Revista Mexicana de Astronomya y Astrofísica。54 : 261–270。ビブコード: 2018RMxAA..54..261R。
  8. ^ a b Reipurth, B. (1991). 「ハービッグ・ハロ天体」. Lada, CJ; Kylafis, ND (編).星形成と初期恒星進化の物理学. NATO高等研究所星形成と初期恒星進化の物理学. ドルドレヒト、オランダ: Springer. pp.  497– 530. doi : 10.1007/978-94-011-3642-6_15 . ISBN 978-94-011-3642-6。
  9. ^オーバーバイ、デニス(2023年8月18日). 「天文学における最大の疑問符？ あなたはそれを見ている。 - ウェッブ宇宙望遠鏡の最近の画像を精査したところ、疑問符の付いた句読点がいくつか見つかった」 .ニューヨーク・タイムズ. 2023年8月18日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2023年8月19日閲覧。
  10. ^ a b c d Bally, J. (2016年9月). 「原始星からのアウトフロー」 . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 54 : 491–528 . Bibcode : 2016ARA&A..54..491B . doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023341 .
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  17. ^ 「HH 46/47の埋め込みアウトフロー」 NASAスピッツァー宇宙望遠鏡、カリフォルニア工科大学ジェット推進研究所、2003年12月18日。 2018年5月31日閲覧。
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