RCW 36
ほ座の散光星雲
RCW 36
星雲
RCW 36 の若い星は X 線 (青) で明らかにされ、赤外線画像 (赤と緑) では星とガスの両方が示されています。
観測データ: J2000 エポック
赤経08時59分00.9秒[1]
赤緯−43° 44′ 10″ [1]
距離2300 [2] 光年   (700  pc )
見かけの寸法（V）5分角
星座ベラ
指定RCW 36、ガム 20、BBW 217 [3] [1]
参照:星雲の一覧

RCW 36（別名ガム20）[4]は、ほ座にある散開星団を含む輝線星雲です。このHII領域は、ほ座分子リッジ（VMR）と呼ばれる大規模な星形成複合体の一部です。VMRは、銀河系内にある分子雲の集合体であり、現在も星形成活動​​が続いている複数の場所を含んでいます。[3] VMRは複数の異なる雲から構成されており、RCW 36はVMR雲Cに埋め込まれています。

RCW 36は、太陽系に最も近い大質量星形成領域の一つであり[5] 、その距離は約700パーセク（2300光年）です。この星団の中で最も質量の大きい星は、スペクトル型が後期O型または前期B型の2つの星ですが、それよりも質量の小さい数百の星も含まれています[6] 。この領域には、ハービッグ・ハロージェットを持つ天体HH 1042とHH 1043も存在します[7]。この天体の年齢は約110万年です[6]。

RCW 36における星形成

ほとんどの星形成領域と同様に、RCW 36の周囲の星間物質には、星の形成源となるガスと、新たに形成された若い星の両方が含まれています。 [3]ここでは、若い星団が巨大分子雲の中に形成されます。[8]分子雲は、星間ガスの中で最も冷たく、最も密度の高い形態であり、主に分子状水素（H 2）で構成されていますが、より複雑な分子、宇宙塵、原子状ヘリウムも含まれています。星は、雲の一部のガス質量が大きくなりすぎて、ジーンズ不安定性によって崩壊したときに形成されます。[9]ほとんどの星は単独で形成されるのではなく、数百または数千の他の星を含むグループとして形成されます。[10] RCW 36は、このタイプの「クラスター状」星形成の例です。[2]

分子雲とHII領域

VLTのFORS装置で撮影されたRCW 36

ほ座分子リッジはいくつかの小さな雲に分割でき、さらにそれぞれの雲は雲の「塊」に分割できます。RCW 36の星が形成されている分子雲の塊は、VMR C雲の塊6です。[11]

この領域の初期の地図は、 CO、OH、H 2 COなど、雲に含まれる数種類の分子からの放射を追跡する電波望遠鏡によって作成されました。[12] [13]より詳細な CO 地図は、1990 年代に日本の天文学者チームによってNANTENミリ波望遠鏡を使用して作成されました。彼らは C 18 O からの放射を使用して、雲 C の全質量を 44,000 M ☉と推定しました。[11]雲の地図では、RCW 36 に関連する超コンパクトな H II 領域と、埋め込まれた原始星のいくつかの場所があるため、雲 C は VMR の最も新しい構成要素であり、他の VMR 雲の H II 領域はより進化していることが示唆されています。[3]ハーシェル宇宙望遠鏡の観測によると、雲内の物質はフィラメント状に組織化されており、RCW 36 は 10 パーセクの長さのフィラメントの南端近くに位置しています。[14] [15] [16] [17]

RCW 36では現在も星形成が進行中です。遠赤外線放射が最も強いRCW 36の西端の高密度ガス中には、原始星核、ハービッグ・ハロー天体、そして超コンパクトなHII領域が存在します。しかし、より深部における星形成は塵に覆われているため、放射は雲表面からしか放出されず、内部の天体自体からは放出されません。[6]

H II領域は、星団周囲の領域であり、 O型およびB型星からの紫外線によって星間物質中の水素原子が電離した領域である。RCW 36のHII領域は砂時計型の形状をしており[14] 、 W40やSh2-106といった他の若い星団周囲のHII領域の形状に似ている。さらに、IRAS源08576-4333の周囲には超コンパクトなHII領域が存在している[18] 。

星団

RCW 36はまだ若いため、この星団のほとんどの恒星は恒星進化の初期段階にあり、若い恒星、あるいは前主系列星と呼ばれています。これらの恒星は主系列に達する前の収縮過程にあり、星周円盤またはエンベロープからガスがまだ集積している可能性があります。

RCW 36の星団メンバーは、赤外線とX線の両方の観測によって特定されています。大質量星に起因する明るい赤外線源は、インド・ハイデラバードの国立気球施設に設置されたTIFR 100cm気球搭載望遠鏡によって初めて特定されました。 [19] 2000年代初頭には、J、H、Ksバンドの赤外線画像から、少なくとも350個の星団メンバーの存在が示唆されました。[2] NASAのスピッツァー宇宙望遠鏡とチャンドラX線観測衛星による観測は、近傍の星形成領域を調査するMYStIX調査の一環として、星団メンバーを特定するために使用されました。[5] RCW 36の384個の若い恒星と考えられるメンバーを含むMYStIXカタログでは、300個以上の恒星がX線源によって検出されています。[20]様々な赤外線波長における恒星の明るさのモデル化により、132個の若い恒星が恒星周円盤またはエンベロープと一致する赤外線超過を示すことが示された。[21]

馬場らは、この星団が高密度の星を持つことを指摘しており、星数（空の一定角度領域内の星の数）は星団中心部で1平方パーセクあたり3000個を超えるとしている。[2] MYStIXカタログを用いた中心領域の密度測定では、星団中心部で1平方パーセクあたり約1万個の星が密度が高いことが示唆されているが、この研究は、このような密度は大質量星形成領域では珍しくないことも示唆している。[22]星の空間分布は、キングプロファイル[2]、あるいは「コアハロー」構造として説明されている。 [23]

RCW 36の中心付近の恒星密度は、1立方パーセクあたり約30万個（1立方光年あたり約1万個）と推定されています。 [24]一方、太陽近傍の恒星密度は1立方パーセクあたりわずか0.14個であるため、[25] [26] RCW 36の中心付近の恒星密度は約200万倍高くなります。10 4個/パーセク以上の恒星を持つ若い恒星団では、恒星同士の接近遭遇が原始惑星系円盤間の相互作用を引き起こし、発達中の惑星系に影響を及ぼす可能性があると計算されています。[ 27 ]

若い恒星

RCW 36にはいくつかの特殊なタイプの若い恒星が特定されており、以下で詳しく説明します。これらの恒星の特性は、その極めて若いことに関係しています。

RCW 36には、ハービッグ・ハロー・ジェットを持つ2つの恒星（HH 1042とHH 1043）がある。[28]若い恒星から噴出するガスのジェットは、恒星への降着によって生成されることがある。 [29] RCW 36では、これらのジェットは、水素、ヘリウム、酸素、窒素、硫黄、ニッケル、カルシウム、鉄などのスペクトル線で観測されている。ジェットからの質量損失率は、年間10 −7 M ☉太陽質量のオーダーと推定されている。ジェットの不均一性は、約100年のタイムスケールで変化する降着率に起因すると考えられている。[28]

若い恒星2MASS J08592851-4346029は、ハービッグAe型星に分類されています。この型の星は、主系列前期の中間質量星（スペクトル型A）で、スペクトルには水素由来の輝線が見られます。観測結果によると、2MASS J08592851-4346029は、まだ収縮中の若い恒星に予想されるように、膨張した半径を示しています。スペクトル線の一部はP-Cygni型プロファイルを示し、恒星風の存在を示唆しています。[6]

チャンドラX線観測衛星によって、若い星CXOANC J085932.2−434602が、ピーク温度が1億ケルビンを超える大規模なフレアを発生させたことが観測された。[30]このような若い星からの「超高温」フレアは、オリオン大星雲のような他の星形成領域でも観測されている。[31]

参照

ウィキメディア・コモンズには、 RCW 36に関連するメディアがあります。

参考文献

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