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Credit & Copyright: ESO Education & Public Relations Department

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　宇宙の中の最も美しい天体の相当な数は、ミステリーでさらに覆われます。

　たとえガスの大部分の星雲と私たちの近所の塵が、現在、かなり理解されるとしても、むしろ天文学者を当惑させ続けるいくつかがあります。

　これは、強い加熱作用の対象であるように見える少数の普通でない星雲の場合です。天文用語では、非常に、「刺激の高い温度」で現れるとなります。

　これは、これらの星雲が電子のうちの1つ以上を失った原子であるイオンのかなりの量を含むからです。含まれる原子と失われる電子の数に従い、この過程は、放射の強さまたは精力的な粒子の影響を証明します。

　しかし、その刺激の源は、何でしょうか？

　それは、これらの星雲の内側の精力的な星々かおそらく何らかの極めて不安定で捉え難い天体の可能性があるのでしょうか？

　どのように、これらの独特な天体は、一般的な進化の現在の描写にしっくりするのでしょうか？

　多くのそのような普通でない星雲の新しい観測は、チリにあるESOのParanal天文台の非常に大きい望遠鏡（VLT）で、最近得られました。

　それらの個々の特徴の起源を求める熱心な検索でチームの天文学者は、始めて詳細を確保することができました。

　これから説明する4枚の非常に意味深い映像は、私たちの天の川銀河の2つの小さな衛星銀河で、ほんの数十万光年離れているマゼラン雲で非常にイオン化した星雲です。

　3つの星雲では、精力的な放射の源を確認することに成功して、それらの特別な性質をはっきりさせました。最も熱く最も大きい星々の一部がこれまでに見られて、いずれの星雲にもいくつかの連星が見られました。

　これらの星々は、私たちの太陽の20倍以上の質量で表面温度が90,000度以上あるこれらの星は、本当に極端です。

　このページで取り上げるVLTのカラー映像は、印象的でユニークなコレクションかもしれません。これらの星雲は、大小のマゼラン雲（LMC,SMC）の中で、最も強い刺激星雲の一部を示します。

　マゼラン雲での多くの非常に活発な星雲の観測は、8.2mVLT MELIPAL望遠鏡のFORS1マルチ・モード計器によって、2002年1月にベルギーとアメリカの天文学者から成るチームによって行われました。

　詳細な映像はいろいろな特別な光学のフィルタから得られました。そして、これらの星雲の複合構造を光に甦らせて、初めて激しい刺激領域の正確な形態を現しました。

　これらの映像データでは、赤と緑が原子の水素と二重にイオン化された酸素から一般の星雲を形成している放出に一致するのに対して、青い色の特別なHeII放出を見られます。

　これらの天体の最初の3枚は、非常に発展する大きい星々の一部のいわゆるWolf-Rayet（WR）タイプ星を含みます。4枚目が、タイプOの中間世代の大規模な星です。

　これらの大規模な星は、太陽の20倍以上の質量で太陽よりも10万から1000万倍の明るさがあり、非常に青く表面温度が数万度と非常に熱い星です。

　これらの特別な星々のもう一つの特性は、非常に強い星の風です。

　いわば私たちの太陽からの連続的に精力的な粒子の「太陽風」のような星の風ですが、太陽よりも1000万から10億倍もある非常に強烈な風です。

　これらの強力な風は、周囲の恒星間の物質への莫大な圧力を行使して、力強くそれらの雲を「泡」の形に作ります。

　1つのケースがまだあいまいなままですが、これらの映像データは普通でない3つの星雲について正確に理解するために天文学者に十分な情報を提供しました。

　AB7（画像１）とBAT99-49（画像３）は、1つのWR-星と仲間O-タイプ星からなっていて両方とも連星です。

　BAT99-2（画像２）の場合、WR星からの強い紫外線放射が、映像で顕著に青く見える周辺でHeII星雲をつくっています。

　AB7（画像１）は、特に著しいです。

　関連する巨大な星雲とHeII領域は、この星が一つのことを示します。もしそうでなければ、これまで知られている最も熱いWR星で表面だけの温度で120,000度以上です。

　ちょうどこの星雲の外で、緑のフィラメントの小さい網状組織が見えます。それらは、もう一つの超新星爆発の残りです。

　VLTスペクトルで補われる新しいVLT映像は、これらの星が、本当に観察されたイオン化の源であることを証明します。

　HeII放出のこれらの本当に最初の写像は、それらの非常に活発な星雲のまだ発見されていない複合構造の正体を現します。

　さらに、新しい観察は、これらの特別な星々の本当のイオン化している動力の最初の正確な決定を提供します。

　それらは、WR星の別途の遠紫外線以外は感知できない強度の直接の放射測定を可能にします。

　新しい観察は、これらの3つの星雲でエネルギー源として明らかに非常に大きい星々の紫外線放出を確認しました。

　これらのユニークなデータの解釈から最新の理論上のモデルを使って、これらの星々の全てが90,000度より熱いことを示しました。

　BAT99-2（画像２）は、大マゼラン雲（LMC）の中で知られている最も熱いWR星のうちの1つです。

　この星がその短い人生のこの状態に達する前に、その先祖であるOタイプ星からの強い星の風が、恒星間の媒体をさらって、多くの道で雪を押しのける除雪装置のように「泡」をつくっています。

　この「泡」の一部は、半分のリングとみなすことができ、星の南方にまだ大きいリングがあるようです。

　そもそも星雲は、星々と惑星ができる宇宙物質のガスと塵の巨大な雲です。

　それらの多くは、自身の光を発して、それで発光星雲と呼ばれています。

　天文学者は、惑星状星雲（PNe）、超新星面影（SNR）と「通常」の発光星雲または「HII（Eitch-twoと発音）領域」を見分けます。

　超新星面影が大規模な星の死の爆発から生じる一方で、惑星状星雲は、私たちの太陽に類似した比較的に軽い星の死から起こります。

　瀕死の星から放出される物質と周囲の恒星間の物質との衝突そして、白色矮星または中性子星の熱い星の残りからの激しい放射が、周囲のガスを刺激して星雲を明るく輝かせます。

　しかし、恒星間の雲に埋め込まれる若い熱い星々の放射は、また、周囲のガスを熱することができます。そして、もう一種類のイオン化された水素（H）原子を照らして、大部分は輝く発光星雲の出現として起こります。

　そのような星雲は、したがって、しばしば「HII領域」と呼ばれます。

　有名なオリオン星雲は、そのタイプの星雲の顕著な例です。

　熱い発光星雲の中心の天体が、白色矮星、中性子星または、まさしく若い星かどうかに関係なく、より熱い天体がとても周囲の星雲を刺激します。

　言葉の「刺激」は、星雲状のガスのイオン化の程度を指します。

　とても精力的な影響を与えている粒子と放射によって多くの電子が失われて、結局、刺激の程度がとても高くなります。

　完全にヘリウム原子をイオン化するのに十分な紫外線エネルギーは、最も刺激された星雲だけにあります。

　これらのイオンがその後電子を捕らえるとき、この過程が一つのイオン化されたヘリウム（HeII）の特性放射線を引き起こしています。

　非常に最も高い刺激域をたどる特に役に立つ方法としては、このようにイメージングによってHeIIまたは、青い明りの中の特定の波長（468.6nm）のヘリウム・イオンから放射まで敏感な分光器の星雲の観察による分布を、これらの映像のように写像することです。

　通常のHII領域以外で、とても熱い白色矮星周辺の惑星状星雲でHeIIの存在を見つけることが一般的です。しかし、それ以外は一見典型的な少しのHII領域が、高い刺激の特徴を現します。

　それらのうちの1つは、天の川銀河で、他の１つは、近くの銀河IC 1613で、そして、他の5つは、マゼラン雲に見られます。

　天文学者は、また、激しい星の形成の状態を経ている多くの遠い星の爆発銀河と、非常に遠い銀河の中の極端な明るいＸ線源の近くでHeIIイオンの存在を見つけました。

　何が、初期の宇宙でそれらの遠い天体で続いていますか？

　私たちは、若くて非常に熱い星々の活動を見ているのでしょうか？

　あるいは、未知の何か続いているのでしょうか？

　若い銀河の中のそれらの熱い星雲の存在は、私たちの天の川銀河の進化について、何かを伝えることができるのでしょうか？

　天文学者に限らず、私たちもとても知りたいことです。

　しかし、それらの遠い星雲は、残念なことに、現在利用できる最大の望遠鏡でさえ、そして合理的にどんな詳細な研究をするにしてもあまりに弱々しいです。

　したがって、唯一の方法は、最も近い類似した事象を見て、観察される高い刺激につながる過程について、手掛かりを得ることです。

　そして、それらの遠い銀河について理解するには、身近ないところを理解する必要があります。

　これらの見知らぬ発光星雲を加熱する精力的な源の本来の姿について、基本的質問に対する3つの可能な答えがあるようです。

　１つは、非常に速い粒子の存在です。

　秒速100km以上の動きの速いガスが領域にあるならば、この物質の影響によって引き起こされる衝撃が、HeII星雲を十分に生産するために周囲の恒星間の媒体を熱することができます。

　もう１つは、大規模な星々からの紫外線放出です。

　最近のモデル計算によれば、最も大規模なO-タイプ星でさえ、見えるHeII星雲を生産する周囲の星雲においてヘリウム原子の十分な量をイオン化するのに必要なだけの紫外線を発しません。

　しかし、O-星の進化した直系であるいわゆるWolf-Rayet（WR）タイプの最も熱い星々のいくつかは、その環境において完全にヘリウム原子をイオン化するのに十分な高いエネルギー放出を生じているかもしれません。

　３番目は、激しいＸ線放出です。

　1つの構成要素が「小型」天体の白色矮星、中性子星またはブラックホールと近い連星と他の「普通」の星が、激しいＸ線放出を生じます。

　小型の天体が、それが物質を伴星から吸い上げるほど、濃くて強力なので、これが起こります。天文学者は、融合過程、時々また、「星の共食い」と呼んでこれを引合いに出します。

　「盗まれた」物質が、小型の天体に接近するとき、それは徐々に何百万度もの温度に加熱されて達するかもしれません。

　そして、強力なＸ線を発します。

　同時に、紫外線放射をまた、発して、周囲の星雲に高い刺激領域をもたらすかもしれません。

　このシナリオは、また、他の銀河において極端な明るいＸ線源についてHeII星雲の関係を説明することができます。

　星がWRになったとき、激しい星の風が星から以前に放出された物質に次第に衝撃を与えました。

　これは、現在、星の北西に至る小さい弧状の構造として見える新しい泡をつくりました。

　私たちは、明らかにこれらの2つの泡の進行中の合併を目撃しています。

　その強い紫外線（UV）放射で、BAT99-2が強くそのごく近い環境を熱しています。特に、上部では、結果として生じる激しい刺激のために、カラー映像ですみれ色のピンク領域とみなされる弧状の特徴を見せています。

　全領域は、非常に複雑で弧状の構造の北西に、超新星面影(SNR）の存在が激しい刺激星雲に近いかすかな赤い少しのフィラメントで明らかにしています。

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　この4枚目の画像は、大マゼラン雲で非常に独特な星雲N44Cを示します。

　青い美しいHeII星雲が、2つの中心の星々の近くにあります。

　それは、原子の水素（赤）と二重にイオン化された酸素（緑）からの光によって境界を決められる大きい「通常」のHII領域と非常に異なります。

　N44Cのこの熱い中心範囲は、むしろベールのように星々を「覆い隠す」ように見えます。

　しかし、ミステリーがあります。

　ほんの数万度だけの温度しかない2つのO-タイプ星々でも最も熱い星さえ、おそらくこの内部の高い刺激星雲に対して確実に影響を及ぼしている可能性がありません。

　さらに、コマ落し撮影による動きでも、付近でこれまで見つけられませんでした。

　一部の天文学者は、N44Cが「化石のＸ線星雲」と提案しました。

　それは、何を意味するのでしょうか？

　答えの１つとして、このO-タイプ星が単独なのではなく、実際に小型の仲間を所有するということでしょう。

　そのような連星からのＸ線放出は、一定でないかもしれません。

　それらの軌道運動の間に2つの星々は、互いから移動することができます。そして、より広範な分離が小型の天体上に物質を融合させて停止したＸ線放出の原因になっているのかもしれません。

　この場合、過去のＸ線の「化石」が星雲をイオン化したので、観測された高い刺激星雲は短い期間の間まだ持続することができました。

　後で、星雲のその一部は、それから徐々に消えます。

　しかし、天文学者の驚きは、現在のVLT観察が、HeII放出内の変化をほとんど示さなかったことです。

　このように、「化石のＸ線星雲」説明は完全に十分であると思われません。

　そして、N44Cでの高い刺激の原因は、天文学者への挑戦として残ります。

　星々と惑星ができる宇宙物質である星雲のほとんどは、5つの主な種類に属して、各々異なる物理的な状態を示します。

　これらのうちの2つは、自身の光によって輝きません。しかし、他の3つは発光しています。

　ガスが単独で可視光を発しないならば、天文学者は、暗い星雲または反射星雲に分類します。

　星雲の後方の天体からの光を遮断するので、したがって、暗い地域とみなされる暗い星雲の有名な例は、バーナード68の「滴」と「馬頭星雲」です。

　これに反して、星雲の塵粒子が近くの星々によって発される光を反射するので、反射星雲は空の中に明るい領域として現れます。

　この良い例は、「プレイアデス」星団または南カメレオン I 範囲で最も明るい星々の一部を囲んでいる星雲です。

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　他の星雲は、星雲自身で可視光を発します。

　天文学者は、惑星状星雲（PNs）、超新星面影（SNR）、「通常」の発光星雲または、「HII領域」を区別します。

　星は、滅びるとき近隣の空間に物質のおびただしい量を放出します。

　これらの噴出物は、周囲の恒星間の物質と衝突して加熱します。

　これには、時々、中央の熱い星の残りから激しい放射が伴います。
　星雲が明るく輝くように、これらの過程で恒星間のガスと噴出物を刺激します。

　太陽のような軽い星の残り天体が、熱い「白色矮星」である場合には、かろうじて地球と周囲の星雲より大きい星が「惑星星雲」と呼ばれる星雲を作ります。

　この歴史的に有名な用語は、小さい望遠鏡でそのような星雲が惑星のような様子を見せたことに由来します。

　すばらしい例は、「亜鈴星雲」です。

　他方、大規模な星は、激しく爆発します。そのような劇的な事象は、超新星とみなされます。

　そして、直径10-20 kmの「中性子星」を回転させ非常に熱く濃い物質を周囲の星雲に超新星面影として噴出します。

　あるいは、最も大規模な星の場合には、おそらく「ブラックホール」になると思われています。

　有名な例は、1054年爆発した超新星からの「蟹星雲」です。

　最後に、恒星間の雲に埋め込まれる若い熱い星々の放射はまた、周囲のガスを加熱することができます。

　そして、イオン化された水素（H）原子に照らされて、大部分は輝く発光星雲の出現を起こします。

　そのような星雲は、したがって、しばしば「HII領域」と呼ばれます。

　有名なオリオン星雲は、その星雲タイプの顕著な例です。