上記の広告は1ヶ月以上更新のないブログに表示されています。
新しい記事を書く事で広告が消せます。
宇宙航空研究開発機構(JAXA)は、「はやぶさ2」を2014年に打ち上げる。はやぶさ2の目的は、地球上でどのようにして生命が誕生したのか、そのなぞに迫ることにある。

pic_01.jpg

はやぶさ2は、2010年に地球に帰還した「はやぶさ」に続いて、小惑星の物質を採取する2度目のミッションとなる。はやぶさ2が目指すのは、小惑星「1999 JU3」。到着は2018年、地球への帰還は2020年と予定されている。

pic_02.jpg 
はやぶさ2は、1999 JU3に到着すると、指先ほどの大きさの弾丸を小惑星の表面に打ち込んで、跳ね返ってきた破片を採取する。さらに、搭載されている衝突装置を小惑星の上空で切り離す。そして、探査機本体は小惑星の陰に隠れる一方で、衝突装置が小惑星上空で爆発する。すると重さ2kg程度の衝突体が小惑星の表面にぶつかり、直径が2~7mのクレーターができるのである。その後、探査機ができたばかりのクレーターの内部の物質の採取を試みるのである。

これにより、地下の物質、つまり太陽の放射など宇宙線の影響を受けていない、より変質していない物質の採取が可能となる。

地球に生命のもとをもたらしたのは、小惑星や彗星であると考えられており、1999 JU3は、アミノ酸などの有機物や水をより多く含んだものと考えられている。


はやぶさは、エンジンの故障や燃料の失い、通信も途絶えながらも、小惑星イトカワへの着陸を成功させた。日本国中の人々がインターネット中継を通じて、大気圏への再突入を見守った。また、持ち帰られたカプセルを人目見ようと、各地で行われた展示にも、多くの人が足を運んだ。

はやぶさは、探査機の下に張り出した、長さ1m、直径20cmの、円筒と円錐を組み合わせた部分の先端が小惑星の表面に接触すると、弾丸が撃ち込まれるしくみだった。

残念ながら弾丸は発射されなかったのだか、着陸の際に巻き上げられた物質が、探査機内部に設置されたサンプル容器に収められ、それが地球へ持ち帰られ、現在詳しい分析が進められている。

北海道大学の宇宙化学者 橘 省吾氏は、はやぶさ2のサンプル採取の主任研究員を努める。同氏は、これまでに地球に衝突・落下してきた隕石とは違って、宇宙線に汚染されていない新鮮なサンプルが採取され、太陽系初期のようすを垣間見るヒントが得られることを願っているという。

IMAGE CREDIT: JAXA

NEWS RELEASE SOURCE: "Japanese spacecraft to search for clues of Earth’s first life" - IOP Institute of Physics ⇒ http://www.iop.org/news/12/aug/page_56930.html
スポンサーサイト
ヨーロッパ南天文台(ESO)のVLT (Very Large Telescope)を使った観測によって、天の川銀河内に年齢が130億歳と、これまでに観測された星のなかではもっとも年老いていて、組成のほとんどが水素とヘリウムという、これまで存在不可能と思われてきた星が発見された。

eso1132a.jpg

発見されたのは、しし座の方向にあるSDSS J102915+172927と呼ばれる星で、これまでに観測された星の中では、ヘリウムより重い物質の量がもっとも少ない。星の質量は太陽より小さく、その年齢は130億歳以上と見られている。

仏・パリ天文台のElisabetta Caffau氏は「広く受け入れられている理論では、このように質量が小さく、金属のひじょうに少ない星は、存在できないと予測されています。なぜならば、星を生むガスやちりの雲が収縮・崩壊できないはずだからです。この発見はおどろきです。理論の予測を超えた、“禁断領域”に属する星といえます。星形成モデルの改定が必要なのかもしれません」と話している。

星形成理論によれば、質量が太陽の0.8倍からそれ以下の星は超新星爆発後につくられる。爆発によって恒星間に重元素が豊富となり、それが一定の密度に達すると、ちりやガスの雲の温度を下げる働きをする。すると、雲が崩壊して星が誕生するのである。重元素の存在がなければ、熱による圧力が強すぎ、ガスやちりの雲自身の重力も、崩壊を起こすには弱すぎるのである。また、ある理論では、炭素や酸素が温度を下げる主たる働きをするとされている。しかし、SDSS J102915+172927内の炭素は、じゅうぶんな働きをする量には達していない。

研究チームは、VLTに搭載されている2つの機器を使って星の特徴を調べた。その結果、金属の割合が、太陽の2万分の1以下であることもわかった。

同じく、仏・パリ天文台のPiercarlo Bonifacio氏は「わたしたちの最初の観測で、ヘリウムより重い物質はカルシウムしか検出できませんでしたので、他の重元素がないかどうかなど、詳細な追加観測が必要です」と話している。

宇宙論研究者は、もっとも軽い物質である水素とヘリウムはビッグバンの直後に、多少のリチウムとともにできたと考えている。それ以外の物質のほとんどは、もっとあとになって星の中でつくられる。超新星爆発は、星の中でつくられた物質を放出し、それにより恒星間空間に重元素が供給されるのである。新しい星は、その重元素の豊富なガスやちりの雲から形成されるため、年老いた星に比べて、より重元素の多い星となる。つまり、重元素の割合を調べれば、星の年齢がわかるのである。

ESOのLorenzo Monaco氏は「わたしたちが調べたこの星は、重元素が極めて少ないのです。つまり、とても原始的なのです。これまでに発見されたなかで、もっとも年老いた星かもしれません」と話している。

また、研究者を驚かせたのは、DSS J102915+172927に含まれるリチウムの少なさだ。ビッグバン直後に生まれたような年老いた星であれば、もっと金属が含まれているはずなのだ。DSS J102915+172927のリチウムは、ビッグバンでつくられた物質から予想される量の50分の1だった。
Bonifacio 氏は「これは、宇宙誕生直後につくられたリチウムが星の中で、どのようにして破壊されたのかはなぞです」と加えてコメントしている。

なお、研究チームではこの星が決して特別な存在ではないかもしれないと指摘している。Caffau氏は「わたしたちは、このほかにもいくつか、重元素の量がSDSS J102915+172927と同じくらいか、それ以下という星の候補を挙げていて、今後観測を行う予定です」と話している。

NEWS RELEASE SOURCE: "The Star That Should Not Exist" - ESO Science Release ⇒ http://www.eso.org/public/news/eso113
cluster-collision.jpg


ハッブル宇宙望遠鏡(HST)のデータから、2つの星団が合体の初期にある可能性が示された。星団は、地球から17万光年離れたマゼラン大星雲に位置している。

当初、マゼラン大星雲中にある巨大な星形成領域である、かじき座30星雲(30 Dor)( 別名「毒ぐも星雲(タランチュラ星雲))に、星団は1つと考えられた。しかし、そこには、実は年齢が百万年ほど異なる2つ目の星団が見つかったのである。

かじき座30星雲全体では、過去2500万年ほどの間活発な星形成が進んできた。ただし、あとどれくらい星形成が続くのかはわかっていないが、これまでに小さな星団が合体して、現在知られているような大きな星団になったと考えられている。

米・宇宙望遠鏡科学研究所(Space Telescope Science Institute, STScI)のElena Sabbi氏の研究チームは、生まれ故郷からはじきとばされた高速で移動する星を探すために、かじき座30星雲を調べていた。Sabbi氏は「星は星団内で形成されるはずですが、多くの若い星が形成場所の外に存在していたのです。つまり、それらの星はかじき座30星雲から高速ではじきとばされたかもしれないのです」と話す。

Sabbi氏は、HSTが検出した低質量星の分布に注目。そして、星団が通常と異なっていることに気がついたのである。星団は予測に反して球状ではなかったのだ。むしろその形状は、銀河どうしの衝突に見られるような、重力によって引き伸ばされたような形をしていたのだ。HSTは、今にもはじまりそうな合体の状況証拠として、2つのうちの1つの星団の引き伸ばされた形と星団の年齢差を示したのである。

複数のモデルによると、星団で形成された巨大なガス雲は、小さくばらばらになると予測される。ばらばらになった小さな塊から星が生まれ、さらに塊どうしが作用したり合体したりして、より大きな塊(星団)となる。そのような作用こそ、Sabbi氏らの研究チームがかじき座30星雲に観測したものであると考えられている。

また、かじき座30星雲の周囲に異常に数多くの高速の星が存在している。これらの星は、星雲の核からダイナミックな相互作用の結果はじきとばされたと考えられる。

そのような相互作用は、核の崩壊と呼ばれるプロセスにおいて、ひじょうにありふれた現象なのである。低質量星との相互作用によって、より質量の重い星が星団の中心に落ち込んでいくのである。そして、多くの大質量星が中心核にたどりつくと、核が不安定となり、大質量星は互いにはじきとばしあうのである。

かじき座30星雲の中心に位置する大きな星団「R136」は、まだ若すぎて、核の崩壊が起きるには早すぎる。しかしながら、より小さな星団では、核の崩壊ははるかに早く起こる。R136に小さな星団が吸収されたと考えれば、多くの高速ではじきとばされた星の存在は説明がつく。

今後同領域は、より詳細により広範囲に研究されるだろう。広範囲に見た場合、今回観測した星団と、別の星団との相互作用が発見されるかもしれない。

また、かじき座30星雲は、初期宇宙における星形成領域を研究する上で、とくに興味深い対象である。そのため、今回の発見は、星団の形成と初期宇宙における星形成への理解の一助となるかもしれないのである。

Image Credit: NASA, ESA, R. O'Connell (University of Virginia), and the Wide Field Camera 3 Science Oversight Committee

NEWS RELEASE SOURCE: "Hubble Watches Star Clusters on a Collision Course"- NASA-Hubble Space Telescope ⇒ http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/cluster-collision.html
firstpanolamic.jpg

火星探査車がとらえたパノラマ画像が公開された。

画像は、1024×1024ピクセルのフル解像度。探査車のマストに設置されているナビゲーションカメラの1つによって撮影されたもの。

画像には、小石の広がる景色のむこうにゲール・クレーターの縁が見えている。クレーターの縁がまるで山のようの見えているのは、侵食のため。

また、画像の中間にはゆるい起伏のある斜面と平原が、またその手前には、着陸の際スラスターの噴射でできたと思われる穴のような跡が2箇所はっきりと見えている。

Image credits: NASA/JPL-Caltech

NEWS RELEASE SOURCE: "Curiosity's First Long-Range & Panoramic Images" - Daily Galaxy ⇒ http://www.dailygalaxy.com/my_weblog/2012/08/-curiositys-1st-long-range-panoramic-images-.html#more
2010年に太陽の300倍以上という質量をもつ、モンスターのような星が発見された。

そのひじょうに明るい天体は、マゼラン大星雲中のR136と呼ばれる星団に属しており、これまでに同じような大質量星は見つかっていない。

独・ボン大学の研究グループは、そのなぞに迫り、超大質量星はひじょうに明るく接近した星どうしが合体したためであることを明らかにした。

R136_zoom.jpg
monster-star.jpg(クリックで拡大)
(画像上、タランチュラ星雲中のR136の位置(左、真ん中)、超大質量星の存在する領域の拡大図(右))
(画像下、恒星の大きさを比較した図。左下から太陽のような星、質量が太陽の8倍ほどの青色矮星、R136中に発見された超大質量星R136a1)

マゼラン大星雲は約16万光年の距離にあり、天の川銀河の衛星銀河の中では3番目に近く、星雲には約100億個の星が存在する。

そして、マゼラン大星雲には多くの星形成領域が存在する。その中でももっとも活動が活発で直径が一千光年あるタランチュラ星雲には、4つの超大質量星が発見されている。同星雲には、ガスやちりなど星の材料が豊富に存在し、別名かじき座30星雲(30 Doradus;30 Dor)とも呼ばれている。

かじき座30星雲の中央近くには、星のゆりかご「R136」が存在する。その明るさは、マゼラン大星雲中だけでなく、天の川銀河も所属する50個以上もの銀河群(局部銀河群)の中で、だんとつに明るい。

2010年に4つの超大質量星が発見されるまで、天の川銀河や他の銀河の観測によって、今日の宇宙における恒星の質量上限は、太陽の約150倍であると示唆されてきた。つまり、その質量は宇宙全体に共通の上限であり、どこに作られた星であろうとも、その限度にあてはまるとされてきた。

ボン大学の教授Pavel Kroupa氏は「質量の上限だけでなく、星を構成している質量の中身は誕生した場所に関係なく、共通しているはずで、誕生のプロセスも宇宙全体に共通のはずです」と話す。

つまり、R136に発見された明るさと質量が異常な4つの星は、一般に受け入れられている上限からとびぬけた、例外なのだ。この発見は、かじき座30星雲が、宇宙の他の領域とはひじょうに異なっていることを意味しているのか。もしそうならば、これまで受け入れられてきた星形成プロセスという、現代天文学の大前提に大きな疑問が投げかけられることになる。

Bonn氏らのグループは、R136のような星団における星どうしの相互作用のモデルをつくり、シミュレーションを行った。

星1つ1つが再現され、17万個もの星がぎゅうぎゅうに詰め込まれた実際の星団に近いものがシミュレーションされた。シミュレーションは、星からの放射や星どうしの衝突の影響を考慮にいれた複雑を極めたものであったが、徹底的に星1つ1つを再現した「N体シミュレーション」では、もっとも正確な、信頼度の高い星団のモデルをつくることができる。

研究グループは、ケンブリッジ大学天文学研究所のSverre Aarseth※によって開発されたN-体統合コード「NBODY6」を使用した(※Sverre Aarseth氏は、N体シミュレーションの権威)。

研究グループのPavel氏とSeungkyung氏は「すべての要素が組み込まれたR136のN体シミュレーションは、これまででもっとも難しい、これまでにない徹底的な計算が行われました」と話している。

Sambaran氏はそれに加えて「シミュレーションが終わると、すぐに超大質量星がなぞではないことが明らかになりました」と述べ、続いて「まだ星団が若いうちにその結果は現れ始めました。星団では、多くの大質量星がひじょうに接近した連星となっていて、連星どうしは頻繁にランダムに接近し合います。その一部が衝突・合体し、質量の重い星となったのです。合体した星は、R136に見られるような超大質量星となって、一生を終えました。想像してみてください。多くの連星がひじょうに接近しています。連星のペアは他の星の重力によって引き離されます。もし、軌道が大きく引き伸ばされたら、星から引き離された星が他の星と衝突することとなり、それが合体して1個の超大質量星となるわけです」と説明している。

「衝突にはひじょうに複雑な物理が関連していますが、この結果がタランチュラ星雲に存在する超大質量星を説明するものだと、確信しています」と研究グループのBanerjee氏は話す。

さらに同グループのKroupa氏は「安心しました。衝突なら超大質量をひじょうに簡単に説明できるからです。これで現代の星形成理論は安泰です」と話している。

IMAGE CREDIT: European Southern Observatory

Astronomers crack mystery of the “monster stars" - Royal Astronomical Society ⇒ http://www.ras.org.uk/news-and-press/219-news-2012/2158-astronomers-crack-mystery-of-the-monster-starsq
first-colo.jpg



火星に着陸した探査車キュリオシティが、着陸当日早々ロボットアームにとりつけられているMAHLIとよばれる撮像器をつかって、カラー撮影を行った。

画像中、遠くに見えているのは、着陸地点であるゲール・クレーターの北側の壁面である。画像が曇って見えているのは、粉塵カバーがついているためだ。黒い点々は、下降の際についたちりである。

MAHLIについている透明な粉塵カバーは、着陸から1週間以内に開けられ、続いて数週間以内にはロボットアームの点検が行われ、その際に新たなカラー画像の撮影が行われる予定だ。

MAHLIの位置は、ロボットアームが収納されると、探査車のデッキに対して30度回転した状態となる。この画像は、MAHLIが作動してその傾きを修正して撮影を行ったため、正常に空が上、地上が下にとらえられている。

MAHLIの主な目的は、ゲール・クレーター内の着陸地点にある岩や砂をクローズアップした高解像度の画像におさめることだ。カメラは、距離2.1cmの接写から無限遠の撮影が可能であり、岩石だけでなく、周囲の景色もとらえることができる。

Image Credit: NASA/JPL-Caltech/Malin Space Science Systems.

NEWS RELEASE SOURCE: "First Color Image Martian Landscape From Curiosity" - MarsToday.com ⇒ http://www.marstoday.com/news/viewsr.html?pid=41570
昨年11月に打ち上げられたNASAの探査車キュリオシティは今日火星に無事着陸した。その目的は、着陸地点である直径約150kmゲール・クレーターの中心にある、高さ5kmの山のふもとに露出している層に生物の痕跡があるかどうか、その化学的な証拠を探すことにある

これまでの探査によって、火星の北側にある鉱物は、火星の歴史上初期において、(南側とは違った)生命を育めるような環境があったことが示唆されている。火星の北と南はさまざまな点で大きく異なっているため、どの程度まで同じ環境が存在していたのかはわかっていない。

近年、ヨーロッパ宇宙機関(ESA)のマーズエクスプレスとNASAのマーズリコネッサンス・オービターの観測によって、南側の高地の数千箇所において、水のある環境を示す鉱物が発見された。その周囲にある岩石や表面の土壌は、40億年前ほど前のものであることもわかっている。

これまでに同じ鉱物が北側の低地で発見されたという報告はない。北の低い土地は、比較的若い火山活動によって、古い地層が深く埋め尽くされてしまっているからである。

しかし、フランスとアメリカの研究者は、北半球の低地にあるいくつかの大きなクレーター内部の、露出している層に、過去水が存在していたことを示すと思われる同様の鉱物が露出していると報告している。また、もっとあとの時代に、短期間ながら液体の水が存在していたこと、またその水は酸や塩の強いものであった可能性も示されている。

研究者グループでは、NASAのマーズ・リコネッサンス・オービターに搭載されている画像分光器CRISMを使って、北側の低地にある91個のクレーターを調べた。そのうち、少なくとも9個ではフィロケイ酸塩(薄層状構造をなすケイ酸塩鉱物の総称)、または水和ケイ酸塩といった鉱物を発見したのである。これらの鉱物は、水のある環境下で地表や土壌中で形成される。

また、マーズエクスプレスに搭載されている分光計OMEGAによる初期観測でも、北側の平原にあるいくつかのクレーターでフィロケイ酸塩が検出された(堆積している量も少ないことがわかった)

nilifossae.jpg


ニリフォッサ(Nili Fossae)と呼ばれる領域をとらえた画像には、赤紫と青い色でフィロケイ酸塩が示されており、絶壁からのびるスロープと谷間の壁面にに集中して存在していることがわかる。フィロケイ酸塩が豊富であるということは、火星の歴史の初期に、水が土壌中のさまざまな物質を変化させるために大きな役割を果たしたことを示している。


なぜ火星の北側領域が南側に比べて、標高が低いのかというと、北側への巨大な天体の衝突が原因と考えられている。それは、火星の表面半分ほどに影響を及ぼす、太陽系内最大の衝突だったという。最新の発見によって、水に関わる鉱物の生成が示唆されているが、少なくとも生命を育めるような水のある環境の一部は、隕石衝突の初期と、地表がマントルに覆われた衝突の後期の間にあたると考えられている。Murchie氏は「巨大な衝突は、それ以前北側の表面にあった、あらゆる痕跡を消し去ってしまったのでしょう。水のあった時代が終わる以前に衝突が起きたはずです」と話している。

国立航空宇宙博物館・地球惑星研究センターの地質学者Jim Zimbelman氏は「キュリオシティはゲールクレーター内に露出している層を調べて、どのようにしてその物質が形成されたのかに関する直接的な証拠を得てくれることでしょう」と話している。

Ancient Mars: "The Water Planet!" - 'Curiosity' Mission May provide Proof - The Daily Galaxy via NASA/JPL ⇒ http://www.stumbleupon.com/su/9UDyGJ/www.dailygalaxy.com/my_weblog/2012/08/was-ancient-mars-the-water-planet-curiosity-may-provide-proof.html
過去数十年間、超新星爆発の衝撃波が太陽系の形成の引き金であると考えられてきた。
その理論に即して考えると衝撃波によって爆発してこなごなになった星がガスやちりの雲の中に放出される。やがてその雲が自信の重力で崩壊して、太陽とそのまわりに惑星ができたことになる。

米・カーネギー研究所のAlan Boss氏とSandra Keiser氏は、初めて立体的なシミュレーションモデルを作成し、そのプロセスが起きることを証明した。

超新星爆発の衝撃波がガスやちりの雲に衝突した痕跡は、隕石中に見つかる短命放射性同位体(SLRIs)の形でたどることができる。

短命放射性同位とは、数百万年単位で放射性崩壊していく原子核のことで、古い隕石の中に発見される。崩壊してできた素粒子(核種)は娘核種と呼ばれる(崩壊する前は親核種と呼ばれる)。数百万年というと長く感じるが、他の放射性同位体の半減期が数十億年であることと比べると、短いことがわかる。

隕石中に娘核種が発見されるということは、短命放射性同位体が隕石そのものの形成より以前のものということとなってしまい、親核種のタイミングに問題が生じる。つまり、短命放射性同位体は超新星爆発で形成され、それが太陽系の元となったガスやちりの雲の中に放出され、さらにやがて隕石のもとの中に取り込まれたはずなのである。

短命放射性同位体の1つに鉄60がある。鉄60は、大質量星中で起きる核融合反応でしか作られないため、その由来は超新星爆発か、漸近巨星分枝星(AGB星)(Asymptotic Giant Branch )中心核でヘリウム核融合を終えた、進化の末期の状態にある中間質量星の星)であるはずと考えられている。

Boss氏とKeiser氏による、以前の太陽系形成のシミュレーションモデルでは、AGB星の衝撃波は鉄60をガスやちりの雲の中に注入するには広がりすぎて薄く、超新星爆発の衝撃波は、効果的な注入を引き起こす厚さの数百分の1しかなかった。

そこで両氏は、そのモデルを立体化した。すると、衝撃波がガスの雲に衝突・圧縮、衝撃波に放物線状の波面ができ、それが雲を覆い、さらに指のようなぎざぎざしたキザミ目が雲の表面にできるようすが再現された。これは、指のようなキザミ目から、超新星で放出された放射性同位体が太陽系の元となったガスやちりの雲の中に注入されたことを意味する。

すると10万年以内に、雲が崩壊、(さらにのちに太陽となる)原始星の核ができた。3Dモデルによって、放射性同位体の見られた隕石を再現するには、たった1つか2つほどの指のようなキザミ目でじゅうぶんであることがわかったのである。

Boss氏は「この研究成果によって改めて超新星爆発が太陽系形成の引き金となったことが示されました」と話しつつも、両氏は、関係性を完全なものとするためには、今後もガスやちりの雲と衝撃波の組み合わせと言うパラメーターを発見し、観測する必要があります」と話している。

Did a Supernova Shockwave Create Our Solar System? New Finding Says "Yes" - Daily Galaxy ⇒ http://www.dailygalaxy.com/my_weblog/2012/08/did-a-supernova-shockwave- create-our-solar-system-new-findings-say-yes.html
blackhole.jpg

M87は、おとめ座の方向約5千万光年の距離にあるおとめ座銀河団に属する超巨大楕円銀河だ。その中心に潜むブラックホールの質量が太陽の66億倍であると正確に計測された。また、ブラックホールの質量だけでなく、M87の周囲をまわる球状星団の数も1万2千と、天の川銀河のまわりの球状星団の数が150から200個ほどであるのとくらべると文字通り桁違いに多いことがわかる。

専門家による研究チームは、2011年にハワイのマウナケア山頂にある、フレデリックC.ジレットジェミニ望遠鏡を使って、ブラックホールの質量計測にのぞんだ。その質量は、太陽の400万倍という天の川銀河のブラックホールを大幅に上回っていた。ブラックホールの事象の地平線(ブラックホール周辺で、光さえも外部に逃れられない領域の境界面)は、直径200億kmもあり、太陽系がすっぽりおさまってしまう大きさである。

ブラックホールの質量を計測するために、研究チームは、ブラックホールの周囲の星の速度を調べた。その結果、秒速約500kmでブラックホールのまわりを回っていることがわかった(比較の参考までに、われわれの太陽は、天の川銀河のブラックホールのまわりを秒速220kmで回っている)。この速度をもとに超巨大ブラックホールの質量がこれまででもっとも正確にもとめられたのである。

M87は、近傍宇宙においては質量・大きさともに最大で、100個ほどの小さな銀河が合体して形成されたと考えられており、その成長に関して研究チームでは、複数のブラックホールが合体したできたと理論だてている。

画像には、数百万度の大気に包まれた暗い穴と明るい弧に取り囲まれたジェットがとらえられている。銀河の中心から約5万光年離れた領域では、かすかなリングが見えており、リングの先には、柱から2つの羽のように広がる構造も見えている。これらの構造は、X線で見えており、銀河の中心に潜む超巨大ブラックホールの爆発的な活動の証拠である。その活動は1億年以上にもわたって銀河全体に影響を及ぼし続けているのである。

NEWS RELEASE SOURCE: "The Most Massive Black Hole in the Universe --6.6 Billion Solar Masses" - The Daily Galaxy ⇒ http://www.stumbleupon.com/su/9Wzl6G/www.dailygalaxy.com/my_weblog/2012/08 /the-most-massive-known-black-hole-in-the-universe.html
eso-galaxy-580x337.jpg

NGC1187は、エリダヌス座の方向約6千万光年の距離に位置する、青く渦巻く腕を持つ美しい銀河だ。そこには、無数の恒星が存在し、そのまわりを惑星が静かに平和に回っているように見える。

上の画像は、ヨーロッパ南天天文台(ESO)のVLTがとらえたもので、同銀河の画像としてはこれまででもっとも詳細なものである。



しかし、NGC 1187では、過去30年間の間に二度の超新星爆発が起きている。強力な爆発は、大質量星か(または連星系を成しているペアの片方である白色矮星)が死を迎える結果おこるのである。研究者は、引き続いて超新星爆発が起きるか観測を続けている。

銀河は、銀河面をほぼ地球の方向に向けているため、渦巻き構造がとてもよく見えている。目だって見えている6本の腕には、大量のガスとちりが存在する。青っぽい領域には、若い星が存在している。

銀河の中心を見てみると、黄色いバルジ(渦巻銀河や棒渦巻銀河の中心部に存在するふくらみ)が見える。この部分を支配しているのは、ほとんどが年老いた星とガスとちりである。また、かすかに棒状構造も見えており、この構造は、ガスを腕から中心領域へ運ぶ役割をしていると考えられている。

また、銀河の外側には、遠方にある数多くの銀河がかすかに見えている。そのうちの一部からの光は、NGC1187の円盤を通過して明るく見えており、その赤っぽい色が、NGC1187の近くに存在するかすかな星団の青い色とコントラスをなしている。

NGC 1187で最初の超新星SN 1982Rが観測されたのは1982年10月であり、最近では南アフリアのアマチュア天文家Berto Monard氏によって2007年に超新星SN 2007Yが観測された。SN 2007Yは、その後約1年にわたって観測され続けた。

このNGC 1187の画像は、その研究の一部として作成されたもので、(だいぶ暗くなってはいるが)超新星の姿が画像下方に写りこんでいる。

NEWS RELEASE SOURCE: "Tranquil Galaxy is Home to Violent Events" - Universe Today ⇒ http://www.universetoday.com/96547/tranquil-galaxy-is-home-to-violent-events/

 | ホーム | 


上記広告は1ヶ月以上更新のないブログに表示されています。新しい記事を書くことで広告を消せます。