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R136

索引 R136

R136はタランチュラ星雲の中心付近にある散開星団である。約100万歳から200万歳と若い星団で、巨星と超巨星から構成されている。その多くはスペクトル型がO3で、39個のO3星が確認されている。さらに、ウォルフ・ライエ星もいくつか確認されている。 R136星団はいくつかの部分に分けられる。中央部のR136aはかつて太陽の約1500倍の質量、3000万倍の光度を持ち、温度は55000Kから60000K、直径5000万マイルの超巨星であると考えられていた。R136aの真の姿はスペックル・イメージングによって解明され、中心に12個の大質量で高光度の星を含む、濃い密度の星団であることが明らかとなった 。これらの恒星の質量は太陽質量の37倍から76倍と計算されている。また3つの非常に明るい恒星(R136a1、R136a2、R136a3)が離角0.10秒、0.48秒で存在する。このうちR136a1は、265太陽質量であると、既知の恒星としては最も重い質量を持つ。また光度は太陽の1000万倍と最も明るい恒星でもある。R136は、タランチュラ星雲のエネルギーのほぼ全てを生産する。星団の質量は推定45万太陽質量で、将来は球状星団になると推測されている。.

24 関係: かじき座太陽質量巨星ハッブル宇宙望遠鏡パルサーホッジ301ウォルフ・ライエ星スペックル・イメージングスペクトル分類タランチュラ星雲球状星団等級 (天文)超巨星超新星残骸赤緯赤経長さの比較J2000.0NGC 2060PSR J0537-6910R136a1R136a2星団散開星団

かじき座

かじき座(旗魚座、Dorado)は、南天の星座の1つ。日本国内では最南端の沖ノ鳥島でほぼ全体がぎりぎりで見え、民間人が行ける日本最南端の波照間島の高那崎では星座の南端が見えない。北海道のほぼ全域では、星座の北端さえも見えない。 大マゼラン雲 (LMC) は、かじき座とテーブルさん座の境界線上にあり、大部分はかじき座の領域にある。.

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太陽質量

太陽質量(たいようしつりょう、Solar mass)は、天文学で用いられる質量の単位であり、また我々の太陽系の太陽の質量を示す天文定数である。 単位としての太陽質量は、惑星など太陽系の天体の運動を記述する天体暦で用いられる天文単位系における質量の単位である。 また恒星、銀河などの天体の質量を表す単位としても用いられている。.

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巨星

ESO image.'' 巨星(きょせい、giant star)とは、同じ表面温度を持つ主系列星よりも半径および明るさが非常に大きい恒星のことである。Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed.

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ハッブル宇宙望遠鏡

ハッブル宇宙望遠鏡(ハッブルうちゅうぼうえんきょう、Hubble Space Telescope、略称:HST)は、地上約600km上空の軌道上を周回する宇宙望遠鏡であり、グレートオブザバトリー計画の一環として打ち上げられた。名称は宇宙の膨張を発見した天文学者・エドウィン・ハッブルに因む。長さ13.1メートル、重さ11トンの筒型で、内側に反射望遠鏡を収めており、主鏡の直径2.4メートルのいわば宇宙の天文台である。大気や天候による影響を受けないため、地上からでは困難な高い精度での天体観測が可能。.

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パルサー

パルサー(pulsar)は、パルス状の可視光線、電波、X線を発生する天体の総称。.

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ホッジ301

タランチュラ星雲中のホッジ301(右下) ホッジ301(Hodge 301 )は、地球の南半球から観測できる、タランチュラ星雲にある散開星団である。星雲と星団は地球から約16万8000光年の距離にある大マゼラン雲の中に位置する。 ホッジ301と星団R136は、タランチュラ星雲の中にある代表的な星団であり、この領域は数千年前から星形成が盛んに行われてきた。R301は星雲の中心付近にあり、ホッジ301は地球から見て北西に約150光年離れた位置にある。ホッジ301は、現在の星形成の初期にできたと考えられ、2000万歳から2500万歳と推定されており、R136より何十倍も古い。 ホッジ301が形成されて以来、少なくともその中の40個の恒星が超新星爆発を起こし、星雲中にガスとX線を撒き散らしたと推定されている。一方、若いR136では、まだ超新星爆発を起こした恒星はないが、周囲のガスを吹き飛ばす強い恒星風を吹かせていると考えられている。.

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ウォルフ・ライエ星

ウォルフ・ライエ星( -せい、WR型星、WR star、Wolf-Rayet star)とは、特殊なスペクトルを持つ天体で、青色巨星である。 1867年にフランスのシャルル・ウォルフとジョルジュ・ライエ によって、直視分光器で初めて発見される。ウォルフ・ライエ星のスペクトルは、通常の恒星に見られるような水素などの吸収線は見られず、ヘリウムや炭素、窒素などの非常に幅の広い輝線が見られるのが特徴である。 主な例として、ほ座γ星、WR 104、R136a1、HD 5980などがある.

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スペックル・イメージング

ペックル・イメージング (英:Speckle imaging、別名 video astronomy) は、一般にシフト・アンド・アッド法 (別名「イメージ・スタッキング法」; image stacking) または スペックル干渉法 (speckle interferometry) を用いる高分解能の天体撮像技術を指す用語である。この技術は地上設置天体望遠鏡の分解能を劇的に改善する。.

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スペクトル分類

ペクトル分類(スペクトルぶんるい、spectral classification)は、恒星の分類法の一つである。スペクトル分類によって細分された星のタイプをスペクトル型 (spectral type) と呼ぶ。恒星から放射された電磁波を捉え、スペクトルを観察することによって分類する。恒星のスペクトルはその表面温度や化学組成により変わってくる。表面温度により分類する狭義のスペクトル型(ハーバード型とも)と、星の本来の明るさを示す光度階級 (luminosity class) があり、両者を合わせて2次元的に分類するMKスペクトル分類が広く使われる。.

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タランチュラ星雲

タランチュラ星雲(タランチュラせいうん、NGC2070、Caldwell 103)は、大マゼラン雲のHII領域にある輝線星雲である。当初は恒星と考えられていたが、1751年にニコラ・ルイ・ド・ラカーユが星雲であることを突き止めた。 恒星以外の天体としては非常に大きい光度を持つ。その明るさは、もし地球からオリオン大星雲ほどの距離に来たならば、影を生じるほどである。実際に、局部銀河群で知られている最も活発なスターバースト領域である。また局部銀河群のそのような領域としては直径200パーセクと最も大きいことで知られる。星雲は大マゼラン雲の最先端に位置し、そこでは動圧がなくなり、星間物質の圧縮が最大限に達する。核には、直径約35光年の小さな星団R136が存在し、星雲のエネルギーの大部分を生産している。星団の質量は推定45万太陽質量であり、将来は球状星団になると推測されている タランチュラ星雲にはR136の他にも、2000万歳から2500万歳と古い星団であるホッジ301もある。この星団中の最も質量の大きい恒星はすでに超新星として爆発している。 望遠鏡が発明されて以来、直近で観測された超新星爆発は、タランチュラ星雲の外縁部で生じたSN 1987Aである。.

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球状星団

ハッブル宇宙望遠鏡が撮影したさそり座の球状星団NGC6093(M80) 球状星団(きゅうじょうせいだん、globular cluster)は恒星が互いの重力で球形に集まった天体。銀河の周りを軌道運動している。球状星団は重力的に非常に強く束縛されており、そのために形状は球対称となり、中心核に向かって非常に密度が高くなっている。.

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等級 (天文)

天文学において等級(とうきゅう、magnitude)とは、天体の明るさを表す尺度である。整数または小数を用いて「1.2等級」あるいは省略して「1.2等」などと表す。恒星の明るさを表す場合には「2等星」などと呼ぶ場合もある。等級の値が小さいほど明るい天体であることを示す。また、0等級よりも明るい天体の場合の明るさを表すには負の数を用いる。 等級が1等級変わると明るさは100の5乗根倍、すなわち約2.512倍変化する。よって等級差が5等級の場合に明るさの差が正確に100倍となる。言い換えれば等級とは天体の明るさを対数スケールで表現したものである。.

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超巨星

超巨星(ちょうきょせい、supergiant)は、太陽よりはるかに大きく明るい恒星のこと。明るさは青色超巨星の場合は太陽の1万倍(全エネルギー放射で太陽の10万倍)以上、赤色超巨星の場合は太陽の数千倍(同3万倍)以上ある。また、直径は青色超巨星で太陽の数十倍以上、赤色超巨星では太陽の数百倍以上はある。最も巨大な恒星は、最近までおおいぬ座VY星と言われていた。 2012年の時点で直径がそれなりの精度でわかっている中では、太陽の1650倍ほどであるはくちょう座V1489星が最も大きな恒星となっている。.

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超新星残骸

プラーの超新星SN 1604の超新星残骸の多波長合成画像 大マゼラン雲の超新星残骸N49の多波長合成画像 超新星残骸(ちょうしんせいざんがい、supernova remnant、SNR)は、恒星が超新星爆発した後に残る構造である。超新星残骸は、爆発により拡張する衝撃波によって区切られ、恒星からの噴出物と星間物質によって構成される。 恒星が超新星爆発に至るには主に2つの道がある。.

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赤緯

赤緯(せきい、declination)は、天体の位置を表す値。Dec、Decl、δと略して表記される。通常、赤経と合わせて使われる。.

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赤経

赤経(せきけい/せっけい、right ascension)は、天体の位置を表す値。RA、αと略して表記される。通常、赤緯と合わせて使われる。.

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長さの比較

本項では、長さの比較(ながさのひかく)ができるよう、長さを昇順に表にする。.

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J2000.0

J2000.0またはJ2000とは、天文学または測量学でいう元期のひとつであり、地球時の西暦2000年1月1.5日(1月1日12:00、正午)を指す。この時刻は、協定世界時では2000年1月1日11:58:55.816 UTC、日本標準時では、2000年1月1日20:58:55.816 に当たる。なお、地球時(TT)は、過去の暦表時と連続していて、閏秒のない時刻系で、世界時(UT)より約1分進んでいる。 J2000.0元期を使う状況では、以前にはB1950.0元期が使われていた。 特に、J2000.0分点の赤道座標を指す。1992年1月1日から、B1950.0分点のものに代わり使用されている。.

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NGC 2060

NGC 2060とは、大マゼラン雲の中にある超新星残骸である。中心部にミリ秒パルサーのPSR J0537-6910を持つ。.

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PSR J0537-6910

PSR J0537-6910は、NGC 2060の中心部に存在する中性子星である。これはNGC 2060に阻まれ直接見ることはできず、1998年にX線の測定によって発見された。NGC 2060はPSR J0537-6910を生ずる元となった超新星爆発で誕生したと考えられる。 周辺は超大質量ブラックホールを除いた、宇宙で最も強い電場があるブライアン・ゲンスラー『とてつもない宇宙 ---宇宙で最も大きい・熱い・重い天体とは何か?』松浦俊輔訳、河出書房新社、2012年。 PSR J0537-6910は自転周期が1秒以下のミリ秒パルサーである。正確な自転周期はあすかおよびRXTEの測定時期によって異なるが、おおむね0.0161秒である。これは1秒間に約62回転することを示している。この自転周期から、PSR J0537-6910およびNGC 2060は約5000年前に超新星爆発を起こしたと推定されている。 なお、強い磁場と速い自転速度を持つことから、PSR J0537-6910の周辺には強大な電場が形成されている。その強さは、電流にして1000兆A (1015A) 、電圧にして3京8000兆V (3.8×1016V) に達する。これは電力に換算すれば380穣W (3.8×1031W) にもなる。これは超大質量ブラックホールのような極端な質量を持つ天体を除けば、知られている中で最も強い電場を持つ天体である。.

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R136a1

R136a1は、大マゼラン雲に存在するかじき座30星雲(通称タランチュラ星雲)の中心近くにある超星団「R136」に属する恒星である。天文観測史上最大の質量を持つ。.

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R136a2

R136a2とは、大マゼラン雲のタランチュラ星雲の中心近くにある散開星団「R136」にある恒星で、ウォルフ・ライエ星である。 195太陽質量、4300万太陽光度、これは知られている星の中で最も大質量かつ最も明るいものの1つである。 絶対等級は全輻射で-12.0であるが、可視光のみだと-7.52である。これは、高温のために可視光ではなく紫外線として放出されるためである。.

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星団

球状星団(M13) 星団(せいだん、star cluster)は、お互いの重力によってつくられた恒星の集団。ただし、銀河は含まない。その性質により散開星団と球状星団に分けられる。.

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散開星団

2MASS計画によって撮影されたプレセペ星団(M44) 散開星団(さんかいせいだん、open cluster)は恒星の集団(星団)の一種である。分子雲から同時に生まれた星同士がいまだに互いに近い位置にある状態の天体を指す。銀河のディスク部分に存在するため、銀河星団とも呼ばれる。.

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