今日のNASA宇宙画像　惑星テラ見聞録

NGC 6888：風の中のＸ線

Credit: Y.-H. Chu & R. Gruendl (Univ. Illinois) et al. X-ray; CXO / NASA, Optical; SDSU / MLO

写真の説明

　NGC 6888、別名クレセント星雲は、範囲がおよそ２５光年ある恒星間のガスの宇宙泡です。
　この合成画像の中央に近くに見られる明るく大きい星から、星の風によってつくられ光波長で白熱しているガスの衝撃をうけるフィラメントは、緑と黄色がかった色で表されます。
　チャンドラ天文台によって見られる一部の星雲からのＸ線画像データが、青でかぶせられています。
　そのような孤立した星の風泡は、通常、精力的なＸ線を生じていのを見ることができません。そして、それはガスを摂氏100万度まで加熱することを必要とします。
　しかし、中心の星の最初の移り変わりから赤い超巨星への遅い動く風に追いつかれて、星の露出した内部の層から、激しい放射によって動かされるより速い風で激突されて、NGC 6888はこのような外見を達成したようです。
　莫大な率で燃えている燃料は、星の寿命が終わり間近になっていてNGC 6888の中心星は、衝撃で最終的に消えるはずです。そして、100,000年ほどで超新星爆発を引き起こします。
　NGC 6888は、星座白鳥座の方へおよそ5,000光年と近いです。

　今日の宇宙画像は、宇宙時間で数分後には超新星爆発をすると思われる星雲です。
　もし、あなたが運良く長生きするならば、あなたが生きている１万年以内に超新星爆発を見られるでしょう。
　惑星地球人の寿命は、確かに歴史では数百年しか記録されていません。
　けれども過去は過去です。未来には、数万年の寿命もありえるでしょう。
　そうです。まだあなたも希望の火を灯し続けられるのです。
　ところで、そんなに長生きする必要があるのでしょうか？
　あるのです。
　日々の生活に追われているのを除けば、宇宙の神秘を見つめるにまだ足りない時間だからです。
　自分の利益しか考えない政治屋のことなんかほっといて、もっと宇宙の謎解きをしてみませんか？
　とコメントしたら、選管からクレームがきますので、来月の国政選挙には賢い選択をしましょう。投票してこそ政治に意見を述べることができます。
　棄権は、決して政治的意見の表明ではないと思います。　2003-10-17　t.sasaki

NGC 6888: X-Rays in the Wind

Credit: Y.-H. Chu & R. Gruendl (Univ. Illinois) et al. X-ray; CXO / NASA, Optical; SDSU / MLO

Explanation

NGC 6888, also known as the Crescent Nebula, is a cosmic bubble of interstellar gas about 25 light-years across. Created by winds from the bright, massive star seen near the center of this composite image, the shocked filaments of gas glowing at optical wavelengths are represented in green and yellowish hues. X-ray image data from a portion of the nebula viewed by the Chandra Observatory is overlaid in blue. Such isolated stellar wind bubbles are not usually seen to produce energetic x-rays, which require heating gas to a million degrees celsius. Still, NGC 6888 seems to have accomplished this as slow moving winds from the central star's initial transition to a red supergiant were overtaken and rammed by faster winds driven by the intense radiation from the star's exposed inner layers. Burning fuel at a prodigious rate and near the end of it's stellar life, NGC 6888's central star should ultimately go out with a bang, creating a supernova explosion in 100,000 years or so. NGC 6888 is about 5,000 light-years close, toward the constellation Cygnus.

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　ページ作者の解釈による意訳ですから正確を期す方は、原文を参照して下さい。　t.sasaki

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　３Ｄ立体画像の付録です。交差法で立体的に見るには、左右の画像の中間(画像下の真ん中の黒点の上)に両目の焦点を合わせます。いわゆる、寄り目にします。平行法で立体的に見るには、左右のそれぞれの画像の下にある黒点の上の真ん中あたりに視線を持っていきます。このときには、両方の画像が、ぼんやりと見えるように画面をつき抜いてその先に焦点を当てるつもりで見ます。ほとんどを交差法にしています。平行法で見たい方は、画像をコピーして左右の画像を入れ替えてください。２００２年４月３０日ページに立体視の方法について掲載しています。

　星の生涯について考えて見ましょう。

　星のライフサイクルは、その質量で測定されます。

　大きい質量では、より短いライフサイクルになります。

　星の質量は、その星雲で有効である物質、気体の巨大な雲と星が生まれた塵の量によって測定されます。

　時間とともに、星雲の中の水素気体は重力によって引き合わされて、回り始めます。

　気体がより速く回って加熱して、原始星が誕生します。

　最終的には、温度が1500万度に達して、核融合を雲の中心で起こします。

　雲は、明るく白熱し始めて、少し縮んで、安定しているようになります。

　そして直ちに主系列星として、この段階から数百万から何億年もの間、輝きます。

　これは、私たちの太陽がたった今ある段階です。

　主系列星が輝いて、その核の中の水素は核融合によってヘリウムに変化します。核で水素供給が尽きる始まりである星が核融合によって熱をもはや生じなくなった時、核が不安定になって縮みます。

　星はまだ大部分が水素ですが、外の殻は広がり始めます。それが広がって、赤く冷たくなって白熱します。

　星は、たった今、赤色巨星段階に達しました。

　星が主系列星の段階にあった頃より、冷たくて赤くそして、外の殻が外へ広がったので巨人になりました。

　全ての星は、赤色巨星段階まで同じように発展します。

　星にある質量の量は、それが次のライフサイクル経路のどれを取り出すかについて測定します。

　１枚目の関連画像は、左側で中央の星雲から開始する私たちの太陽のような低い質量の星々のライフサイクルを描いて示しています。

　星の核の中で、核燃料が燃え尽きて白色矮星や黒い矮星になって赤色巨星として星の燃え残りの殻を広げて、最終的には消えていきます。

　私たちの太陽のような星には、超新星で決して爆発するのに十分な質量がありません。私たちの太陽よりも大きいまたは10倍以上もある星のライフサイクルは、右側になります。

　それでも高い質量の星々は、低い質量の星と同じ段階で多くを通り抜けます。それは、赤色巨星段階の後に異なるライフサイクルの出発点です。

　大きい星は、超新星爆発を経ます。爆発の残りが、私たちの太陽と1.4から ~3と同じくらい大きいならば、中性子星になります。

　中性子星は回転して電波を速く放って波打ちます。電波が星の回転によるパルスで発しているならば、これらの中性子星はパルサーと呼ばれています。

　爆発の後、私たちの太陽の質量よりも1.4から ~3より多い大きい星の中心核は、全く異なる何かをします。核融合が核を維持するために起こっていませんので、それ自身の重力によって吸い込まれます。

　そして、すぐにどんな物質でも引きつけるブラックホールとしてそれに近づくエネルギーになりました。

　赤色巨星から超新星まで、高い質量の星々の進化で通る道があります。

　私たちの太陽より５倍かそれ以上の大きい星々が、一旦、赤色巨星段階に達するならば、炭素原子がヘリウム原子の融合から作られて、中核の温度が上昇します。

　重力は温度を増加させて更なる融合過程を進ませて、炭素原子を引き合わせ続けます。そして、酸素、窒素と最終的には鉄を形成します。

　核が本質的に正当な鉄を含むとき、融合することで何も残しません。

　鉄の核の構造のため、それは自続反作用でより重い元素に融合することができます。

　核の中の融合は、終わります。

　1秒未満で星は、重力崩壊の最後の段階を開始します。

　鉄原子が一緒に押しつぶされて、中核の温度は1000億度以上まで上がります。

　核間の反発する力は重力を乗り越えて、核は爆発の衝撃波である超新星爆発で、星の中心から外へはね返します。

　衝撃は、星の外の層で物質を遭遇させて、物質は熱されます。そして、新しい元素と放射性同位元素を形成するために融合します。

　普通の元素の多くが星々の核で核融合によって作られる一方で、重い元素の多くを形成するには超新星爆発の不安定な条件が必要です。

　衝撃波は、空間にこの物質を外へ進ませます。

　星から離れて爆発する物質は、現在超新星面影として知られています。

　熱い物質、放射性同位元素、爆発した星の残った核だけではなくＸ線とガンマ線を発生します。

　さらに理解を進めるには、原始星、ライフサイクル、主系列星、赤色巨星、白色矮星、黒い矮星、超新星、中性子星、パルサー、ブラックホール、融合、元素、同位元素、Ｘ線、ガンマ線等について関連する主題があります。

項目	星雲
主題	惑星状星雲