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超新星残骸

索引 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。.

37 関係: かに星雲大マゼラン雲宇宙線局所泡中性子星チェレンコフ望遠鏡アレイヨハネス・ケプラーヴィタリー・ギンツブルクブラックホールプラズマパルサー星雲ティコ・ブラーエフリッツ・ツビッキーウォルター・バーデエンリコ・フェルミカシオペヤ座Aスーパーバブル光速白色矮星銀河系衝撃波超音速超新星超新星残骸の一覧重力崩壊連星G1.9+0.3超新星残骸SN 1006SN 1572SN 1604SN 1987A恒星核融合反応惑星状星雲星間物質新星残骸放射光

かに星雲

かに星雲(かにせいうん、Crab Nebula 、M1、NGC1952)はおうし座にある超新星残骸で、地球からの距離はおよそ7000光年。典型的なパルサー星雲で、中心部には「かにパルサー」と呼ばれるパルサーの存在が確認されており、現在も膨張を続けている。 この星雲の元となった超新星爆発が1054年に出現したことが、中国や日本の文献に残されている。.

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大マゼラン雲

大マゼラン雲(だいマゼランうん)は、かじき座からテーブルさん座にかけて位置する銀河である。.

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宇宙線

宇宙線(うちゅうせん、Cosmic ray)は、宇宙空間を飛び交う高エネルギーの放射線のことである名越 2011 p.3。主な成分は陽子であり、アルファ粒子、リチウム、ベリリウム、ホウ素、鉄などの原子核が含まれている。地球にも常時飛来している。.

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局所泡

局所泡(きょくしょあわ、local bubble、局所バブル、ローカル・バブルとも )は、銀河系のオリオン腕にある星間物質の空洞である。局所泡の領域内には、太陽系を含む局所恒星間雲やなどがある。直径は少なくとも300光年以上あり、中性水素の密度は約1立方センチメートルあたり0.05原子と、銀河系平均(0.5原子/cm3)の約10分の1、局所恒星間雲(0.3原子/cm3)の6分の1ほどしかない。局所泡の高温ガスからはX線が放射されている。 局所泡内の薄く高温のガスは、1,000〜2,000万年前の超新星爆発に由来するものであると考えられている。かつてはふたご座にあるガンマ線源のゲミンガが最有力候補であると考えられていたが、2016年現在では2002年に発表された研究結果からプレアデス運動星団のサブグループB1(太陽の10倍程度のB型の恒星のグループ)で起きた複数の超新星爆発によるものとする説が有力である。 太陽系は500万年〜1,000万年ほど前から、局所泡の中を通過中である。現在の太陽系は、泡の中でも物質の密度が濃い局所恒星間雲の中に位置している。局所恒星間雲は局所泡との間に位置する。 局所泡は球ではなく、銀河面内では卵形あるいは楕円球形をしており、また銀河面の上と下では幅が広がった、砂時計のような形になっている。局所泡は他のより密度の低い星間物質の泡、特にループ第1泡と境を接している。ループ第1泡は、超新星と『さそり-ケンタウルス・アソシエーション』(en:Scorpius-Centaurus Association)の恒星風により形成された泡で、太陽から500光年の位置にある。ループ第1泡にはアンタレスが位置している。この他、局所泡はループ第2泡とループ第3泡とも接している。.

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中性子星

'''中性子星''' 右上方向にジェットを放出するほ座のベラ・パルサー。中性子星自体は内部に存在し、ガスに遮蔽されて見えない 中性子星(ちゅうせいしせい、)とは、質量の大きな恒星が進化した最晩年の天体の一種である。.

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チェレンコフ望遠鏡アレイ

チェレンコフ望遠鏡アレイ(Cherenkov Telescope Array、CTA)は宇宙から飛来する超高エネルギーガンマ線を観測するための国際天文台計画である。20 ギガ電子ボルト(GeV)から 300 テラ電子ボルト(TeV)の広いエネルギー帯域を口径の異なる多数の解像型大気チェレンコフ望遠鏡で観測する 。.

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ヨハネス・ケプラー

ヨハネス・ケプラー(Johannes Kepler、1571年12月27日 - 1630年11月15日)はドイツの天文学者。天体の運行法則に関する「ケプラーの法則」を唱えたことでよく知られている。理論的に天体の運動を解明したという点において、天体物理学者の先駆的存在だといえる。一方で数学者、自然哲学者、占星術師という顔ももつ。欧州補給機(ATV)2号機、アメリカ航空宇宙局の宇宙望遠鏡の名前に彼の名が採用されている。.

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ヴィタリー・ギンツブルク

ヴィタリー・ラザレヴィチ・ギンツブルク(Vitaly Lazarevich Ginzburg (Виталий Лазаревич Гинзбург) 、1916年10月4日 - 2009年11月8日)は、ロシアの物理学者。モスクワ生まれ。1938年にモスクワ大学を卒業。1940年からP.N.Lebedev Physical Institute of the Russian Academy of Sciencesに所属。 超伝導現象の基礎理論としてのGL理論(ギンツブルグ-ランダウ理論)(1950)を始めとして、プラズマ中の電磁波伝播、宇宙線の起源の研究などで知られる。.

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ブラックホール

ブラックホール(black hole)とは、極めて高密度かつ大質量で、強い重力のために物質だけでなく光さえ脱出することができない天体である。.

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プラズマ

プラズマ(英: plasma)は固体・液体・気体に続く物質の第4の状態R.

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パルサー星雲

ハッブル宇宙望遠鏡で観測したかに星雲 パルサー星雲(パルサーせいうん)またはパルサー風星雲(Pulsar wind nebula)は、パルサーからのパルサー風によって形成される星雲である。Weiler & Panagia の造語で、古代ギリシア語で「満たす」という意味の言葉"pleres"からプレリオン(plerion)とも呼ばれる。進化の初期段階(最初の数千年)では、しばしば超新星残骸の殻の内部で見られる。しかし、パルサー星雲は、超新星残骸が消失した後の、ミリ秒パルサー等の古いパルサーの周囲でも見られることがある(e.g. Stappers et al. 2003)。典型的なパルサー星雲は、かに星雲である(Hester et al. 2008)。 パルサー風は、パルサーの高速の自転と強い磁場によって相対論的速度にまで加速された荷電粒子で構成される。パルサー風は星間物質の中に流れ込んで衝撃波を形成し、ここで減速する。この領域を超えると、シンクロトロン放射が増加する。 パルサー星雲は、他の超新星残骸とは異なり、殻のような構造を持たず、中心に向かって明るさが増大する。 パルサー星雲は、パルサーと周囲との相互作用の強力なプローブとなりうる。その性質は、パルサー風の形、エネルギー、組成やパルサー自体の空間速度、また周囲の媒質を知る手がかりとなる。.

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ティコ・ブラーエ

ティコの考案した太陽系 Mauerquadrant (Tycho Brahe 1598) ティコ・ブラーエ(Tycho Brahe 、1546年12月14日 - 1601年10月24日)は、デンマークの天文学者、占星術師。膨大な天体観測記録を残し、ケプラーの法則を生む基礎を作った。.

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フリッツ・ツビッキー

フリッツ・ツビッキーの記念碑 フリッツ・ツビッキー(Fritz Zwicky 、1898年2月14日 – 1974年2月8日)はアメリカで活躍したスイス国籍の天文学者である。ウォルター・バーデとともに超新星の研究のパイオニアである。 スイス人(ノルウェー国籍の父親、チェコ人の母親)の両親のもとで、ブルガリアのヴァルナに生まれた。チューリッヒ連邦工科大学で学んだ。1925年にアメリカのカリフォルニア工科大学に移り、その後、スイス国籍のままアメリカで活動した。 1930年代にウォルター・バーデとともに超新星が中性子星に移行する過程であること、超新星が宇宙線の発生源であることを示唆する論文を発表した。パロマー天文台に超新星探索用のシュミット望遠鏡を設置させるのに成功し、100個以上の超新星を発見した。1961年から銀河のカタログ Catalogue of Galaxies and of Clusters of Galaxies (CGCG)を作成した。 変わり者で知られ、周囲の研究者に罵詈雑言を浴びせるのが常で、お気に入りの罵倒語は「球形のろくでなし」(どこからみてもろくでなし)だったという。.

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ウォルター・バーデ

ヴィルヘルム・ハインリヒ・ヴァルター・バーデ(Wilhelm Heinrich Walter Baade, 1893年3月24日 - 1960年6月25日)はドイツの天文学者。一般には英語読みのウォルター・バーデとして知られている。1931年にアメリカに移住した。星の種族の発見で知られている観測天文学者である。.

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エンリコ・フェルミ

ンリコ・フェルミ(Enrico Fermi、1901年9月29日 – 1954年11月28日)は、イタリア、ローマ出身の物理学者。統計力学、核物理学および量子力学の分野で顕著な業績を残しており、中性子による元素の人工転換の実験をして、多くの放射性同位元素を作り1938年のノーベル物理学賞を受賞している。フェルミに由来する用語は数多く、フェルミ推定のような方法論やフェルミのパラドックスといった問題、フェルミ粒子のような粒子の分類やフェルミウムといった元素名にその名を残している。他にも物理学の用語にフェルミに因むものが多く存在する。実験家と理論家との2つの顔を持ち、双方において世界最高レベルの業績を残した、史上稀に見る物理学者であった 。.

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カシオペヤ座A

ペヤ座A(カシオペヤざA、Cassiopeia A 、Cas A)はカシオペヤ座にある超新星残骸で、太陽系外の電波源としては全天で最も電波強度が強い天体である。その強度は 1 GHzの波長域で 2,720 Jyに達する。この天体を作った超新星爆発は地球から約10,000光年離れた銀河系内で起こった。この爆発の後に残された放出物質からなる雲は現在も膨張を続けて直径約10光年に達しており、条件の良い空では肉眼でもかすかに見ることができる。 カシオペヤ座Aは超新星爆発から約300年が経っていると考えられているが、この超新星の観測記録は歴史上のどの記録にも全く残っていない。これはおそらく星間塵によって超新星の可視光の放射が地球に達する前に吸収されてしまったせいだと考えられている。この原因としては、この超新星爆発を起こした恒星が非常に質量が大きかったために、爆発以前の段階で星の外層の大部分を周囲に放出していたとする可能性が考えられている。すなわち、星の外へ放出された外層の物質が星本体を覆い隠し、超新星爆発で放出された光の大部分を再吸収したために地球からは見えなかったとするものである。 カシオペヤ座Aはケンブリッジ電波源カタログ第3版(3Cカタログ)では 3C 461、またグリーン超新星残骸カタログでは G 111.7-2.1 という番号で記載されている。 この超新星残骸の膨張殻は約3,000万Kの温度を持ち、4,000km/sという速度で膨張を続けている。 カシオペヤ座Aは我々の太陽系外の天体としては全天で最も強い電波源で、1947年に初めて単独の電波源として発見された。この電波源の可視光での対応天体は1950年に同定された。1979年にヨシフ・シクロフスキーはカシオペヤ座Aにはブラックホールが存在すると予言した Shklovsky, I.S., "Is Cassiopeia A a black hole?", Nature, 279(5715), 703, 1979.

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スーパーバブル

大マゼラン雲の中にあるスーパーバブルHenize 70 スーパーバブル(Superbubble)とは、複数の超新星や恒星風によって星間空間に吹き寄せられた106Kのガスが詰まった、直径数百光年に及ぶ空洞である。太陽系は、局所泡として知られる古いスーパーバブルの中心付近にあり、その境界は数百光年を超えると塵の減光が急激に大きくなることで識別できる。.

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光速

光速(こうそく、speed of light)、あるいは光速度(こうそくど)とは、光が伝播する速さのことであるニュートン (2011-12)、pp. 24–25.。真空中における光速の値は (≒30万キロメートル毎秒)と定義されている。つまり、太陽から地球まで約8分20秒(8分19秒とする場合もある)、月から地球は、2秒もかからない。俗に「1秒間に地球を7回半回ることができる速さ」とも表現される。 光速は宇宙における最大速度であり、物理学において時間と空間の基準となる特別な意味を持つ値でもある。 現代の国際単位系では長さの単位メートルは光速と秒により定義されている。光速度は電磁波の伝播速度でもあり、マクスウェルの方程式で媒質を真空にすると光速が一定となるということが相対性理論の根本原理になっている。 重力作用も光速で伝播することが相対性理論で予言され、2002年に観測により確認された。.

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白色矮星

白色矮星(はくしょくわいせい、white dwarf)は、恒星が進化の終末期にとりうる形態の一つ。質量は太陽と同程度から数分の1程度と大きいが、直径は地球と同程度かやや大きいくらいに縮小しており、非常に高密度の天体である。 シリウスの伴星(シリウスB)やヴァン・マーネン星など、数百個が知られている。太陽近辺の褐色矮星より質量が大きい天体のうち、4分の1が白色矮星に占められていると考えられている。.

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銀河系

銀河系(ぎんがけい、the Galaxy)または天の川銀河(あまのがわぎんが、Milky Way Galaxy)は太陽系を含む銀河の名称である。地球から見えるその帯状の姿は天の川と呼ばれる。 1000億の恒星が含まれる棒渦巻銀河とされ、局部銀河群に属している。.

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衝撃波

衝撃波(しょうげきは、shock wave)は、主に流体中を伝播する、圧力などの不連続な変化のことであり、圧力波の一種である。.

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超音速

超音速(ちょうおんそく、supersonic speed)とは、媒質中で移動する物体と媒質の相対速度が、その媒質における音速を超えること、およびその速度を指す。 音速との比であるマッハ数を使えば、マッハ数が1より大きいとも定義できる。 ただし、速度単位としてのマッハは対気速度で気温や気圧によって変化する。便宜上、超音速機のカタログスペックにおいては、対地速度1225km/h(340.31m/s、15℃・1気圧)をマッハ1とすることが多いが、この場合は物理現象としての音速・超音速とは扱いが異なる。.

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超新星

プラーの超新星 (SN 1604) の超新星残骸。スピッツァー宇宙望遠鏡、ハッブル宇宙望遠鏡およびチャンドラX線天文台による画像の合成画像。 超新星(ちょうしんせい、)は、大質量の恒星が、その一生を終えるときに起こす大規模な爆発現象である。.

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超新星残骸の一覧

超新星残骸の一覧(ちょうしんせいざんがいのいちらん)とは、観測可能な超新星残骸の一覧表である。.

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重力崩壊

重力崩壊のメカニズムのモデル 重力崩壊(じゅうりょくほうかい)は、末期の恒星が自らの重力に耐え切れずに崩壊する物理現象。 恒星は重力によって中心部に向かって凝縮している一方で、プラズマの熱運動や電気的な反発力によって一定の大きさを保っている。核融合が進むと原子量の小さい原子核が無くなることによって核融合が停止し、反発力が衰える。それによって恒星はより凝縮され、再び核融合が始まれば凝縮が止まる。しかし、中心部が鉄で占められるようになると(鉄の原子核は最も安定なため、これ以上の核融合は起こらない)、今度は鉄がガンマ線を吸収しヘリウムと中性子に分解される光崩壊が起こることになる。すると、星の中心部は空洞と同じ状態になり、今度は周りの物質が急激に中心へ落ち込み圧縮される。この圧縮により中心部にコアができ、そのコアで反射した衝撃波が外部へ広がり、星が崩壊する。これが重力崩壊であり、II型の超新星爆発である。 中心部の圧縮されたコアは、ブラックホールまたは中性子星となる。 また、理論予想としては、さらに核子が融解してクォークが剥き出しになるクォーク星の存在が考えられている。 Category:コンパクト星 Category:重力.

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連星

連星(れんせい、)とは2つの恒星が両者の重心の周りを軌道運動している天体である。双子星(ふたごぼし)とも呼ばれる。連星は、地球から遠距離にあると、一つの恒星と思われ、その後に連星である事が判明する場合もある。この2世紀間の観測で、肉眼で見える恒星の半数以上が連星である可能性が示唆されている。通常は明るい方の星を主星、暗い方を伴星と呼ぶ。また、3つ以上の星が互いに重力的に束縛されて軌道運動している系もあり、そのような場合にはn連星またはn重連星などと呼ばれる。 また、二重星という言葉も連星を示す場合が多い。しかし、実際には、複数の恒星が地球から見て、同じ方向に位置しており、「見かけ上、連星のように見える」場合を表す。それぞれの恒星の、地球からの距離は全く異なり、物理的にも何の関連性も無い。二重星は、距離が異なるので、光度の差から、年周視差や視線速度を正確に求める事が出来る。しかし、中にはアルビレオのように、二重星か真の連星かが分かっていないものもある。.

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G1.9+0.3超新星残骸

G1.9+0.3超新星残骸は、銀河系内いて座の方角にある既知の最も若い超新星残骸である。アメリカ航空宇宙局(NASA)のチャンドラ及び超大型干渉電波望遠鏡群による観測データから、約25000年前に爆発し、地球には2008年時点で140年前からシグナルが届き始めたと信じられている。この発見の前まで、銀河系で最も若い既知の超新星残骸は、約330年前のカシオペヤ座Aであった。半径は、1.3光年を超えている。.

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SN 1006

SN 1006すなわち超新星1006は、西暦1006年に出現した超新星である。地球からの距離はおよそ7200光年。記録に残されている限り、歴史上で最も視等級が明るくなった天体であった(太陽と月を除く、-7.5等)。1006年4月30日から5月1日の夜におおかみ座領域に初めて出現したこの「客星」は、スイス、エジプト、イラク、中国、日本、そして恐らくは北アメリカの観察者たちにより記録されている。.

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SN 1572

SN 1572すなわち超新星1572は、カシオペヤ座に現れた、今までに肉眼で見えた8つの超新星のうちの1つである。この超新星は、1572年11月11日にティコ(チコ)・ブラーエによって初めて観測されたので、「ティコ(チコ)の超新星」あるいは「ティコ(チコ)の星」あるいは「ティコ(チコ)の新星」とも呼ばれる。.

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SN 1604

新星」の位置を「N」で示して(上から8つ目、左から4つ目のマス)描かれたヨハネス・ケプラー自身の手になる絵画 SN 1604すなわち超新星1604(ケプラーの超新星あるいはケプラーの星あるいはケプラーの新星とも呼ばれる)は、へびつかい座に現れた銀河系内の超新星である。SN1604は、地球から6キロパーセクすなわち約20,000光年以内で起こり、2016年現在、銀河系内で観測された最後の超新星爆発である。18か月にわたって肉眼で見ることができ、絶頂期には、みかけの等級が−3等で、夜空で他のどの恒星より、また金星を除く他のすべての惑星より明るかった。この超新星は、Ia型のものであった。 SN 1604は、1604年10月9日に初めて観測された 。ドイツの天文学者ヨハネス・ケプラーは、10月17日に初めてこの超新星を見つけた。ケプラーが、この超新星を詳しく研究したので、この超新星はその後彼にちなんで呼ばれた。この主題についての彼の本は、『De Stella nova in pede Serpentarii』(へびつかいの足の新星について)と題された。 SN 1604は、(ティコ・ブラーエによってカシオペヤ座に認められたSN 1572に続き)1世代の間に観測された2つ目の超新星であった。銀河系の外では他に多くの超新星が見られたが、SN 1604以来、銀河系内で確実に超新星爆発として観測されたものはない。ただし、超新星の発生率から、これ以降に10回前後の観測されなかった超新星があったと推測されている。その1つは1870年頃に起こり、G1.9+0.3超新星残骸のみが後に発見されている。 SN 1604を原因とする超新星残骸は、その種の天体の中で「原始的な」ものの一つと考えられており、今も天文学で多くの研究がなされている天体である。.

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SN 1987A

SN 1987A すなわち1987年超新星A は、大マゼラン雲内に発見された超新星である。初めて観測されたのが1987年2月23日であり、これが同年最初に観測された超新星であることから 1987A という符号が付けられている。「SN」は「超新星」を意味する "supernova" の略である。地球からは16.4万光年離れている。23日午前10時30分(UT)に撮影された大マゼラン雲の写真に写っており、可視光で捉えられたのはこれが最初とされる。超新星発見の報告が最初になされたのは24日のことである。超新星の明るさは5月にピークを迎え、視等級にして最大3等級となったあと、数ヵ月かけて徐々に減光した。肉眼で観測された超新星としては1604年に観測された SN 1604(ケプラーの超新星)以来383年ぶりであり、現代の天文学者にとっては初めて超新星を間近に観察する機会となった。 日本では陽子崩壊の観測のために建設されたカミオカンデがこのニュートリノを捉えており、精密な観測を行うことができた成果により建設を主導した東京大学名誉教授の小柴昌俊が2002年にノーベル物理学賞を受賞している。 SN 1987A の超新星爆発を起こした恒星はサンデュリーク-69° 202という質量が太陽の20倍ほどの青色超巨星であることが分かっている。また爆発後には超新星残骸として三重リング構造を持つ星雲状の天体が観測されている。 この三重リングは過去に放出されたガスに光が反射して見えたものと考えられている。.

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恒星

恒星 恒星(こうせい)は、自ら光を発し、その質量がもたらす重力による収縮に反する圧力を内部に持ち支える、ガス体の天体の総称である。人類が住む地球から一番近い恒星は、太陽系唯一の恒星である太陽である。.

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核融合反応

核融合反応(かくゆうごうはんのう、nuclear fusion reaction)とは、軽い核種同士が融合してより重い核種になる核反応を言う。単に核融合と呼ばれることも多い。.

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惑星状星雲

星雲 惑星状星雲(わくせいじょうせいうん、planetary nebula)は、超新星にならずに一生を終える恒星が赤色巨星となった際に放出したガスが、中心の星の放出する紫外線に照らされて輝いているものである。中心の星は恒星の進化において白色矮星になる前の段階である 。 惑星状星雲の名は、望遠鏡で観測したときに緑がかった惑星のように見えるところから、ウィリアム・ハーシェルによって名付けられた。 恒星は、一生の末期になると外層が膨張して赤色巨星となり、外層のガスは徐々に恒星の重力を振り切って周囲に放出されていき、原始惑星状星雲となる。一方、中心核は自分自身の重力で収縮し紫外線を放射し、この紫外線が赤色巨星であった時に放出したガスに吸収されると、ガスはそのエネルギーによって電離して光を放って輝くようになる。これが惑星状星雲である。 惑星状星雲のスペクトルは、主に電離ガスから放たれる輝線スペクトルであり、散光星雲にも見られる水素、ヘリウムのバルマー系列(可視域においては)再結合輝線や衝突励起輝線を持つ。これは、電離窒素や電離酸素の確率の低い電子遷移に対応する輝線(禁制線)である。惑星状星雲のガスは極めて希薄であり、原子間の衝突がめったに起こらないために、励起状態の失活が起こらずこれらの輝線が観測できる。.

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星間物質

星間物質(せいかんぶっしつ、Interstellar medium、ISM)は、恒星間の宇宙空間に分布する希薄物質の総称である。密度では、地球の上層大気よりも遙かに希薄であるが、地上からもしばしば星雲として観測される。大量の星間物質が凝縮して、星を構成する材料にもなる。.

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新星残骸

(Nova remnant)は、新星の激しい爆発に残された物質等によって構成されている。拡がる速度は、秒速約1000㎞であり、寿命は数百年である。この短い寿命から、新星残骸は通常、その光が我々に届く前に消滅している。新星残骸は、超新星残骸や惑星状星雲と比べて質量が小さい。.

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放射光

放射光(ほうしゃこう、Synchrotron Radiation)は、シンクロトロン放射による電磁波である。「光」とあるが、実際は、人工のものでは赤外線からX線、天然のものでは電波からγ線の範囲のものがあり、特に可視光に限定して呼ぶことは少ない。また、電磁波が放射される現象は他にも多くあるが、シンクロトロン放射による電磁波に限り放射光と呼ぶ。 シンクロトロン放射は、高エネルギーの電子等の荷電粒子が磁場中でローレンツ力により曲がるとき、電磁波を放射する現象である。「シンクロトロン(同期式円形加速器)」と名が付いているが成因を問わずこう呼ぶ。放射光と呼ぶのは人工のものであることが多い。.

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