いっかくじゅう座R2
いっかくじゅう座R2分子雲複合体
オブジェクトタイプ反射星雲
その他の指定いっかくじゅう座R2分子雲
観測データ（Epoch J2000）
星座一角獣類
06時08分40秒
赤緯−06° 20′
距離2710 / 830
注目すべき機能
さまざまな反射星雲を含む
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いっかくじゅう座R2分子雲複合体（いっかくじゅうざいR2むしゅうこんそうこん）は、いっかくじゅう座の南西部に位置する、主に光に照らされていない巨大分子雲である。これは、銀河系面の下の非常に高い銀河緯度に位置する塵のシステムであり、[ 1 ]太陽系から約830 パーセク（2700光年）の距離にある。[ 2 ] [ 3 ]

この複合体の最も顕著な特徴は、多数の反射星雲の存在である。これらの星は、現在この複合体が照らしているのと同じガスから形成されたOB星団であるいっかくじゅう座R2星団の高温の青い星によって照らされている。これらの星は、複合体の最初の星形成サイクルの一部であり、ガスにはっきりとした青みがかった色を与えており、アマチュア用機器や写真でもはっきりと見ることができる。[ 3 ] [ 4 ]

星雲複合体の中心では、赤外線帯域での観測で明瞭に見られるように、主に低質量と中質量の星で構成される豊富な散開星団が形成されていることから、第2サイクルの星形成が起こっていることが証明されている。[ 3 ] [ 5 ]

観察

すべての構造を強調表示した、いっかくじゅう座 R2 複合体の地図。左側の明るい星は、いっかくじゅう座 γ 星です。

いっかくじゅう座R2複合体は、星座の南西部、オリオン大星雲の東、バーナードループのやや南西に観測されますが、バーナードループは複合体に物理的に近いわけではありません。その位置は、見かけの等級が3.99であるオレンジ色の巨星、いっかくじゅう座γ星 の存在により、比較的簡単に特定できます。この星を基準として、複合体は西に約1°から観測できます。特に、ちょうど1°のところに、NGC 2185とNGC 2183としてカタログ化されているいくつかの反射星雲があり、この地域で最も明るいです。これらの雲は、その明るさのおかげで、中倍率のアマチュア用望遠鏡を使用してフィルターなしで直接観測できます。ただし、非常に暗い空が必要であり、星雲のサイズが小さいにもかかわらず、10等級と11等級の青みがかった星を取り囲む小さな明るい斑点として見えます。[ 1 ] [ 3 ]

これらの雲の西約1°のところに、複合体の中心部があり、そこには、以前のものよりも大きな反射星雲が弧状に並んでいます。最南端の反射星雲は最も明るく、NGC 2170 (vdB 67) としてカタログに登録されています。この星雲は、10等級の青色スペクトルB星によって照らされています。北側には、vdB 68とvdB 69という2つの雲があり、どちらも同程度の質量の星によって照らされています。これらの星雲はすべて容易に観測でき、この星雲複合体の中で最も質量の大きい恒星、すなわちOB連星いっかくじゅう座R2に属する星によって照らされています。[ 1 ] [ 3 ]

この複合体は天の川の明るい流れの西側に位置し、南にわずか6度の赤緯にあるため、地球上の人口密集地域すべてから観測できる。南極からは周極星のように見えるが、北極に最も近い地域では見えない。アマゾンの熱帯雨林やコンゴの緯度では、 1月と2月の夕方に天頂に現れる。地中海地域と北アメリカでは、冬の空の物体であり、南の地平線のやや高い位置に現れる。逆に南半球では、特に夏の夕方に北の方角、地平線のやや高い位置に現れる。[ 3 ] [ 6 ]

銀河環境

太陽 (中心に対して右下) といっかくじゅう座 R2 複合体 (中心に対して左上) の間の銀河領域の地図。

いっかくじゅう座R2複合体は、オリオン腕の比較的周縁部に位置し、830パーセクの距離にあります。これは、ばら星雲とそれに関連するいっかくじゅう座OB2複合体が存在するペルセウス腕の最内縁から約1800パーセク離れた距離です。いっかくじゅう座R2複合体といっかくじゅう座OB2複合体の間の銀河環境は、腕間空間に相当します。この領域は星間ガスが乏しく、したがって星形成プロセスも乏しいため、大質量星は存在せず、腕間空間の明るさは概して低く、主に低質量星で構成されています。[ 3 ] [ 7 ]わずか150～200パーセク北に、Mon R2と大きさは似ているものの全く異なる特徴を持つ星雲複合体が存在します。それは、よく知られている円錐星雲を含むいっかくじゅう座OB1分子雲複合体で、大規模な星形成プロセスによって大質量星、特に多数の低質量星と中質量星が生成されています。Mon R2とは異なり、この複合体はほぼ銀河面上にあります。[ 7 ]銀河面のほぼ外側、Mon R2複合体に対応する極北の銀河緯度には、最も古く有名な散開星団の1つであるM67がかに座にあります。[ 1 ] [ 3 ]

太陽に向かって約400パーセク離れた、異なる銀河緯度にオリオン星雲領域があり、オリオンA複合体とオリオンB複合体、そしてオリオン星雲が大部分を占めている。オリオン星雲には、オリオン座ラムダ環や、ガスフィラメント、活発な星形成が行われている小領域など、複合体の周辺領域も含まれている。オリオン複合体の巨大な星の恒星風によってスーパーバブルが発生し、その境界はモンR2の北西数度に位置するバーナードループで強調されている。しかし、このガス環はモンR2複合体とは物理的につながっていず、太陽にかなり近い位置にある。[ 8 ] [ 9 ]

Mon R2から約400パーセク離れたところに、おおいぬ座OB1星団[ 10 ]があり、かもめ星雲の星雲領域と、vdB 88やvdB 90などの関連する反射星雲にリンクされています。かもめ星雲は、星形成プロセスが起こっている大きなHII領域です。

特徴と構造

この領域の最も顕著な特徴は、天球全体に最大 2° 広がる反射星雲の広範な列である。これらの星雲は、恒星団を形成する、スペクトル型B および A の若い高温大質量の恒星のグループによって照らされている。この恒星団は、Mon R1 (Mon OB1 の一部) に次いで、いっかくじゅう座で反射星雲に関連して発見された 2 番目の OB 連星であるため、R2 と命名された。[ 11 ]星雲複合体の中心領域は、星形成プロセスが活発な雲 vdB 67 および vdB 69 と一致している。連星の星は主に B クラス、つまり青い星で、年齢は 600 万～1000 万年と推定され、この領域で形成された最も質量の大きい恒星世代を表している。これらの星は、それらが形成されたのと同じ雲を照らしている。年齢が若いため、恒星風はまだ周囲のガス雲を分散させていない。[ 3 ] [ 4 ]

反射星雲は、大きな星雲分子複合体のうち、明るく照らされた小さな部分で、高感度の天体写真では、背景の恒星野を覆い隠し、空のこの部分に一連の暗いシルエットを描いているため、はっきりと見ることができます。複合体の中心は、LDN  1643、1644、1645、1646 として知られる 4 つの主要な凝縮体で構成され、その明るく照らされた部分は、ファン・デン・ベルフ カタログの反射星雲に対応します。[ 3 ] [ 12 ]これらの反射星雲のほとんどは、 CO放出のピークを示し、高温を示しています。この同じ波長で、星雲分子複合体の中心体は、 12 CO バンドの領域のますます正確なマッピングを通じて特定されています。[ 13 ] [ 14 ]複合体の全質量は約 90,000 M ⊙と推定されています。[ 3 ] [ 15 ]

複合体の周辺部には、CO 観測とマッピングによって確認された、南北方向に伸びるフィラメント状のガス構造が見られます。これらのフィラメントの最大のものは中心部から発生し、特に北方向に伸び、約 2° 広がります。[ 16 ] CO バンドで行われた複合体の全体的な速度に関する研究によると、この複合体は、中心が NGC 2182 雲と一致する膨張するスーパーバブルと一致しているようです。スーパーバブルの膨張を駆動するエネルギー源は明確に定義されていませんが、その動的年齢は約 400 万年と推定されています。[ 3 ] [ 17 ]

複合体までの距離は、当初、その最も明るい恒星の分光測定と測光によって、830 ± 50 パーセク（2,710 ± 160 光年）と推定されました。[ 2 ]この測定値は今でも最も正確で精密であると考えられており、科学界で最も受け入れられています。[ 1 ] [ 4 ]過去には、700 から 950 パーセクの範囲内にある他の距離の値が提案されており、そのため、いっかくじゅう座 OB1 複合体と同じ銀河環境にあると認められています。[ 1 ] [ 3 ]

星形成プロセス

この複合体では、2度の星形成過程の波が起こっています。最初の波は約600万年前に遡り、この領域で観測され、反射星雲を照らすMon R2アソシエーションを構成する大質量星を生み出しました。これらの星の年齢は、膨張するスーパーバブルの年齢に匹敵します。2番目の波は現在も続いており、暗黒雲の中に小さなイオン化水素領域、メーザー、HH天体が存在することがその証拠です。進化モデルによると、2回目の星形成の波は、おそらく最初の波の若い巨星からの恒星風と周囲の雲ガスのさらなる圧縮との複合作用によって引き起こされたと考えられます。 [ 17 ]しかし、最初の星形成の波の起源は全く異なります。 1998年の研究によると、この複合体のガスの最初の圧縮は約600万年前に、現在のオリオン座とガム星雲複合体の間の領域で発生したGSH 238+00+09と呼ばれる巨大なスーパーバブルによって発生し、その膨張によって周囲のガスが圧縮され、オリオン座複合体とMon R2の両方で星形成が引き起こされた。この巨大なスーパーバブルの起源は、おおいぬ座の方向に見えるCr 121の恒星団である可能性がある。[ 18 ] [ 19 ]

複合体の中心核では、赤外線観測によって、塵とガスにしっかりと包まれた星団が確認されました。この星団はおよそ 4.5 フィート × 8.5 フィート (1.1 × 2.1 パーセク) に広がり、チャンドラ X 線観測衛星によって確認され、若い恒星と一致する多数のX 線源を含んでいます。[ 5 ]最も若い恒星はクラス I原始星で、ガス分布に従って非対称に分布していますが、やや進化した星 (クラス II) はより広範囲に分布しています。恒星成分に加えて、形成中のクラス 0 の星によって生成された約 15 個の小さな分子状水素ジェットが知られています。これらには、知られている中で最も大規模なものの 1 つである強力な CO 流出が伴い、その衝撃波によって複合体の中心核内に大きな空洞が形成されています。星団の南部と北東部には小さな彗星状または双極性星雲球状体が多数存在し、その形状から、まだ降着円盤に包まれた原始星であることが示唆されています。これらの星は長い鎖状に並んでいます。[ 19 ] [ 20 ]

この銀河団内には、中程度の強さの赤外線源が 5 つ発見されており、IRS 1、IRS 2、IRS 3、IRS 4、IRS 5 とカタログ化されているほか、Hαバンドで確認されている 2 つの追加源 (IRS 6 と IRS 7) がある。[ 21 ] IRS 3 は最も複雑で、円錐形の雲に囲まれており、IRS 3A と IRS 3B として識別される 2 つのサブグループに分けられた 6 つの発光源が含まれている。後者は、その縁に 3 つの物質ジェットを示しており、これは源の内部コンポーネントに由来し、形成中の星によって放射されている。[ 22 ] IRS 3 源の分子成分の中には、多環芳香族炭化水素も発見されており、その吸収線が源の赤外線スペクトルで確認されている。[ 19 ] [ 23 ] IRS 1 と IRS 2 源は、単一の強く偏光したリング状の反射星雲に囲まれている。[ 21 ]これら2つの源はIRS 3とともに複合体の中で最も明るい。IRS 1は20μmの 波長で支配的であり、IRS 2は10μmである。[ 24 ] 3つの源の光度はそれぞれ3000 L ⊙、6500 L ⊙、14,000 L ⊙と推定されている 。[ 19 ] [ 25 ]

HH天体の中で最も注目すべきは、IRAS源06046-0603と一致するHH 866、[ 26 ] HH 272とHH 273で、これらはGGD 16-17領域を構成し、IRS 1の近くに位置し、小規模な星形成プロセスをホストしています。[ 19 ] [ 27 ]

参照

注記

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星図

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