2014年08月25日08:53
宇宙最初の星は太陽の140倍も大きかった…天文台が痕跡発見
http://photo.mixi.jp/view_photo.pl?owner_id=16276220&photo_id=2100382125
宇宙で最初に生まれた星の中に、太陽の140倍を超える巨大な質量の星があったことを示す痕跡を、国立天文台などの国際研究チームが発見した。
国立天文台によると、米ハワイ島にあるすばる望遠鏡で天の川銀河の初期にできたとみられる星を調査していたところ、くじら座の方向に約1000光年離れた星において鉄以外の元素の組成が極端に少ないことが判明。
太陽の100倍以上のような巨大な星が最期を迎える超新星爆発では鉄が大量に放出されるため、この星は「ビッグバン」後に誕生した巨大な「初代星」から生まれた”第二世代”と考えられるという。
宇宙初期に巨大な星が存在したことは理論的に予想されていたが、観測で証拠が見つかったのは初めて。星や銀河の形成過程を知る手がかりとなり、国立天文台の青木和光准教授は「初代星の中にどの程度の割合で巨大な質量の星が存在したのか明らかにすることが重要」と話している。
また、もし巨大な星が多数存在すると、まもなく建設が始まる次世代超大型望遠鏡「TMT」で直接観測できる可能性もあるという。
かじか
★☆★━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━☆★
うお座にはMessier７７(メシエ77)渦巻銀河があり、超古代の７７ホワイトホール（天の川初代銀河）の一つと推定される。
メシエ天体（メシエてんたい、Messier object）は、フランスの天文学者シャルル・メシエが作成した星雲・星団・銀河のカタログ『メシエカタログ』に載っている天体である。
１１ホワイトホール（Ｍ１１）
M11 (NGC6705) はたて座にある散開星団。距離は約5,500光年。1681年にドイツのゴットフリート・キルヒによって発見された。キルヒは「不明瞭な光斑」と表現している。（『Philosphical Transactions』347号 p.390）初めて星団であることを発見したのは、ダーラムである。シャルル・メシエは「非常に多くの星が集まっている。良い器械ならこれが見えるが、私の（口径）3フィート望遠鏡では彗星のようで、星団の中には微かな光が混じり合っているようである」と記している。たて座β星の南東約1.9°に位置する。
M11 は散開星団の中ではかなり星が多く、コンパクトに密集した天体である。鴨が群れている様子に似ているとして、英語では the Wild Duck Cluster と呼ばれる。日本語でもこれを訳して野鴨星団と呼ばれる場合がある。野鴨が群れている様子にみたのはスミスである。このほか、爆発するクラッカーとか熱いガスを吹き出す噴火口とか、ダニとか海賊旗に形をたとえる人がいる。
M11の北西1度にはおうし座RV型の脈動変光星として有名なたて座R星が輝いている。
２２ホワイトホール（Ｍ２２）
M22 (NGC6656) はいて座にある球状星団。距離10400光年。1665年以前にヨハネス・ヘヴェリウスによって発見されている。しかし、エドモンド・ハレーはドイツのアブラハム・イーレが、1665年に土星の運動を研究中に発見したものとしている。1716年ハレーは「この星団は冬至点に近く、小さくてよく輝く」と記している。ジョーンズはゆがんでいる軸は眼視と写真とは異なると主張している。
３３ホワイトホール（Ｍ３３）
さんかく座銀河とも呼ばれ、アンドロメダ銀河と比較的近い位置にある銀河である。
地球から238万～307万光年の距離に位置し、質量は銀河系の0.5から2倍程度とされる。仮にアンドロメダ銀河の254万光年よりも遠ければ、肉眼で見える最も遠い物体である。銀河の直径は約5万光年と推定されている。M33を最初に発見したのはおそらくジョヴァンニ・バッティスタ・ホディエルナ (1597-1660) と考えられている。それとは独立して1764年にシャルル・メシエに発見され、メシエ・カタログの33番に加えられた。メシエは「ほとんど濃淡のない星雲だが、中心部の2/3がやや明るい。星は含んでいない」と記している。淡く広がっているため、普段、視認は困難ではあるが、透明度の良い場所で見た場合視力の良い人では、ぼんやりとした存在に見える。肉眼で見えるかどうか、クヌート・ルントマルクが論じたことがあった。アメリカのアマチュア天文家のハロルド・ペーターソンは肉眼では何度も失敗したが、何だか芯があるかすかな広がりであるとした。大英百科事典ではM33は、オリオン大星雲（Ｍ４２）やM31とならんで、肉眼で見える三大星雲だとされていた。
４４ホワイトホール（Ｍ４４）
プレセペ星団はかに座の中心、γ、η、θ、δの各星で作られる四辺形の中心にある。Praesepe はラテン語で「飼い葉桶」を意味し、γとδが飼い葉桶の餌を食べる2頭のロバに見立てられていたことに由来する。γの固有名アセルス・ボレアリス(Asellus Borealis)は「北のロバ」、δの固有名アセルス・アウストラリス (Asellus Australis) は「南のロバ」という意味である。英語では Beehive といい、蜂の巣の意味である。中国では宋史天文誌に「積屍気（せきしき）」という名前を付けられて、亡くなった人の魂が集まる場所だと考えられていた。
５５ホワイトホール（Ｍ５５）
いて座にある球状星団
双眼鏡でも十分楽しめる比較的大きな星団。口径8cmの望遠鏡でわずかに周辺の微星が見えてくる。集中度XIとまばらな星団だが、東京で南中高度23度と南に低く見えるので日本からは見るための条件が悪く、カタログと比較するとそれほど分離できない。口径10cmで条件が良ければ中心部に白い斑点が見えてくる。口径30cmの望遠鏡で、完全に星を分離して見ることができる。中心部に光が集まっている球状星団も多いが、M55は均一にいびつな形で広がっている。
1195個の星と2個の変光星が発見されている。
６６ホワイトホール（Ｍ６６）
（NGC 3627） しし座／銀河（Sb）
赤経 11h20.2m 赤緯 +12ﾟ59'
光度 8.8等 視直径 8'×3' 距離 2,900万光年）
７７ホワイトホール（Ｍ７７）
メシエ77（別名NGC 1068）は、棒渦巻銀河約4700万光年離れて中星座 くじら座。メシエ77は、活動銀河と活動銀河核の可視波長での天文ほこりによって視界から隠されている（AGN）。分子ディスクと分かりにくくする物質に関連した高温プラズマの直径は、第一による電波の波長で測定したVLBAとVLA。原子核の周りのホットダストはその後による中赤外で測定したのMIDIで楽器VLT I. それは明るいです。 セイファート銀河とタイプ2のものである。
くじら座にあるX線源1H + 001 0244はメシエ77（NGC 1068、M77）と同定されている。
メシエ77によって発見されたピエール·メシャンもともと星雲としてそれを説明した1780年には、。メシャンはその後に彼の発見を伝えチャールズメシエその後、彼の中でオブジェクトをリストされている、カタログ。[ 4 ]メシエとの両方ウィリアム·ハーシェルが星団として、この銀河を説明した。今日は、しかし、オブジェクトは銀河であることが知られている。
星座Cetus（鯨座）
直径１７万光年
６億光年（エロヒム６ユニバース世代周期）
トルネイーダラ銀河の臨界銀河(７７ホワイトホール推定)
赤経 ２ｈ４２ｍ４１ｓ
赤緯 -０゜０ｍ４８ｓ
方位角 ２５１゜８ｍ
高度 ２５゜３７ｍ
８８ホワイトホール（Ｍ８８）
M88（NGC4501）はかみのけ座にある渦巻銀河である。おとめ座銀河団に属している。
1781年メシエによって発見された。メシエは「小さな2個の星の間にある星雲。この一つは6等星。もっとも暗い星雲でM58に似ている」と記した。スミスは「長く楕円形の星雲。青白く北東から南西方向に傾く。視野で星が行列を作る。北の部分は南より明るい。渦状であると推測される」とした。ダレストは「核。すばらしい星雲の領域」と記している。フェーレンベルクはアンドロメダ大星雲のミニチュアであるとした。ウィリアム・ハーシェルは後続する星雲があるとしたが、誰も見た者はいない。
９９ホワイトホール（Ｍ９９）
M99（NGC4254）はかみのけ座にある渦巻銀河である。おとめ座銀河団に属している。
1781年ピエール・メシャンによって発見された。M98、M99、M100はメシャンによって同時に発見されている。同年シャルル・メシエは「星のない星雲で、青白くM98よりやや明るい。7等星と8等星の間にはさまれている」とした。ジョン・ハーシェルは「極めて目立つ目標。明るくまるく中央が明るい。3個の渦状部分からできている」とした。1848年ロス卿は「渦状で明るい星が上にある。星雲の薄い部分がこの星を横切って、ある程度のびている。主な枝は下にあり、右方向に旋回する」とした。ダレストは「大きく明るくピカピカときらめく。枝は少し分かれる。端の方で拡散しているのがはっきりする」とした。銀河を真正面から見たフェイスオン銀河で、M51とともにロス卿によって早い時期に渦状構造が発見された銀河である。
■トレミーの48星座
2世紀の天文学者・クラウディオス・プトレマイオスが定めた48個の星座で、ヨーロッパ、アラビアでは統一した星座が使われるようになった。これらの星座は北半球から見えるものばかりであったが、後に近世の天文学者が南天を中心に新しい星座をつけ加え、現在は星座の数は88になっている。
トレミーの48星座の一覧
４８星座は第８モナド世代周期、天の川銀河の原始銀河（銀河トリガー周期）と推定される。偶然ではなく必然的にモナド集合意識のアヴァターラ（権現）としての星団が顕現しインデックスされるのです。
★黄道星座(12星座)
おひつじ座
おうし座
ふたご座
かに座
しし座
おとめ座
てんびん座
さそり座
いて座
やぎ座
みずがめ座
うお座
★黄道より北側(21星座)
アンドロメダ座
いるか座
うしかい座
おおぐま座
カシオペヤ座
かんむり座
ケフェウス座
ぎょしゃ座
こうま座
こぐま座
こと座
さんかく座
はくちょう座
ペガスス座
へび座
へびつかい座
ヘルクレス座
ペルセウス座
や座
りゅう座
わし座
★黄道より南側(15星座)
アルゴ座 (現在はほ座・とも座・りゅうこつ座の3つに分割されている)
うさぎ座
うみへび座
エリダヌス座
おおいぬ座
おおかみ座
オリオン座
からす座
くじら座
ケンタウルス座
こいぬ座
コップ座
さいだん座
みなみのうお座
みなみのかんむり座
■フェイスオン銀河
真上から見える銀河のことを「フェイスオン銀河」と呼ぶこともあります。M101銀河は代表的なフェイスオン銀河ですが、 その他にもM83銀河やM94銀河があります。一方、真横から見る銀河のことを「エッジオン銀河」と呼んでいます。
こちらの代表的なものには、NGC4656銀河やM104銀河があります。おおぐま座の回転花火銀河M101、おおぐま座の北斗七星の周りには、たくさんの系外銀河が輝いています。 その中でも特に有名な銀河に名前をあげられるのが、このM101銀河です。 今回はこの渦巻銀河の様子をワイドフィールドで撮影して、夜空に浮かぶ小宇宙という感じに仕上げてみました。
星の色もカラフルで綺麗に仕上がってくれました。この銀河は、私たちの住む天の川銀河からは、渦巻きをちょう真上から見る格好になるので、くるりと腕が回っている様子が よくわかります。その渦巻きの様子が回転花火に似ていることから「回転花火銀河」の愛称もあるM101銀河です。
■セイファート銀河
セイファート銀河の一つコンパス座銀河。セイファート2型銀河に分類されている。画像でピンク色に着色されているのは中心領域から銀河の外に放出されている高温ガス。
セイファート銀河（セイファートぎんが、Seyfert galaxy）は活動銀河の一種である。カール・セイファートが1940年代に初めて分類したことからこの名が付けられている。銀河の形態は渦巻銀河または不規則銀河で、極端に明るい中心核を持つのが特徴である。中心核の輝度は銀河本体よりも明るい場合もある。この中心核の活動性は中心に存在する大質量ブラックホールによるものと考えられている。中心核から放射される光は1年以下の時間尺度で変光することから、この光を放出している領域は直径1光年以下の非常に小さな範囲であることが示唆されている。
特徴
セイファート銀河の特徴は、非常に明るい中心核が存在することと、水素・ヘリウム・窒素・酸素などの非常に明るい輝線スペクトルが観測されることである。これらの輝線は広いドップラー幅を持っており、輝線の放射源であるガスが500～4,000km/sという高速で運動していることを示唆している。このことから、これらの輝線は中心ブラックホールを取り巻く降着円盤付近から放射されていると考えられている。
これらの輝線は降着円盤自体の表面から放射されている可能性もあり、また円錐状に放出されている電離ガスの中にある中心エンジンによって照らされたガス雲から出ている可能性もある。輝線を放射している領域の正確な形は観測の分解能が十分でないためにはっきりとは分かっていない。
しかし、降着円盤の各部分は我々の視線に対してそれぞれ異なる速度を持っているので、ブラックホールの周りをガスが速く回っているほど、そこから放出される輝線の幅はより広がるはずである。同様に、中心核に照らされたガス雲も場所ごとに異なる速度を持つと考えられる。
このことから、セイファート銀河の光に見られる輝線のうち幅の狭い線は速度が小さい中心核外縁部から放出され、幅の広い線はよりブラックホールに近い場所に起源を持つと考えられている。このことは、幅の狭い線は検出可能な変光を示さない、すなわち放射域が大きいことと、逆に幅の広い線は比較的短い時間スケールで変光することからも裏付けられる。
幅の狭い輝線を放射している領域を狭線領域 (narrow line region; NLR)、幅の広い輝線を放射している領域を広線領域 (broad line region; BLR) と呼ぶ。このように変光の有無を用いて輝線領域の位置や形態を決める手法を reverberation mapping（反射光マッピングの意）と呼ぶ。
また、セイファート銀河は電波・赤外線・紫外線・X線のスペクトルでも強い輝線を示す。電波での輝線はセイファート銀河のジェットからのシンクロトロン放射であると考えられている。赤外線の輝線は他の波長の電磁波が中心核近くの塵に吸収され再放射されたものである。X線などの高エネルギー光子は、ブラックホール付近の高温コロナによる逆コンプトン散乱によって作られたものと考えられている。
分類
セイファート銀河は1型と2型の2種類に分類される。銀河のスペクトルに幅の狭い輝線と広い輝線を両方含むものが1型で、幅の狭い輝線しか見られないものが2型である。今日ではさらに、幅の狭い輝線と広い輝線の相対強度によって1.5型や1.9型のように細かく分類される場合もある。
現在有力な活動銀河の統一モデルでは、輝線を放射する中心領域を取り巻くように塵のトーラスが存在すると考えられており、我々の視線に対して塵のトーラスが正対している場合には幅の狭い輝線と広い輝線の両方が見られるセイファート1型として観測され、トーラスを横から見る配置の場合には塵によって幅の広い輝線成分が隠されてセイファート2型として観測される、と解釈されている。
また、セイファート2型銀河の中には幅の広い輝線が偏光成分としてのみ観測されるものもある。これは、広線領域からの光が中心核を取り巻く高温ガスのハローによって散乱されて間接的に見えているものと考えられる。この現象はセイファート2型銀河 NGC 1068 で最初に発見された。
----------ウィキペディアより----------------
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宇宙最初の星は太陽の140倍も大きかった…天文台が痕跡発見
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宇宙で最初に生まれた星の中に、太陽の140倍を超える巨大な質量の星があったことを示す痕跡を、国立天文台などの国際研究チームが発見した。
国立天文台によると、米ハワイ島にあるすばる望遠鏡で天の川銀河の初期にできたとみられる星を調査していたところ、くじら座の方向に約1000光年離れた星において鉄以外の元素の組成が極端に少ないことが判明。
太陽の100倍以上のような巨大な星が最期を迎える超新星爆発では鉄が大量に放出されるため、この星は「ビッグバン」後に誕生した巨大な「初代星」から生まれた”第二世代”と考えられるという。
宇宙初期に巨大な星が存在したことは理論的に予想されていたが、観測で証拠が見つかったのは初めて。星や銀河の形成過程を知る手がかりとなり、国立天文台の青木和光准教授は「初代星の中にどの程度の割合で巨大な質量の星が存在したのか明らかにすることが重要」と話している。
また、もし巨大な星が多数存在すると、まもなく建設が始まる次世代超大型望遠鏡「TMT」で直接観測できる可能性もあるという。
かじか
★☆★━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━━☆★
うお座にはMessier７７(メシエ77)渦巻銀河があり、超古代の７７ホワイトホール（天の川初代銀河）の一つと推定される。
メシエ天体（メシエてんたい、Messier object）は、フランスの天文学者シャルル・メシエが作成した星雲・星団・銀河のカタログ『メシエカタログ』に載っている天体である。
１１ホワイトホール（Ｍ１１）
M11 (NGC6705) はたて座にある散開星団。距離は約5,500光年。1681年にドイツのゴットフリート・キルヒによって発見された。キルヒは「不明瞭な光斑」と表現している。（『Philosphical Transactions』347号 p.390）初めて星団であることを発見したのは、ダーラムである。シャルル・メシエは「非常に多くの星が集まっている。良い器械ならこれが見えるが、私の（口径）3フィート望遠鏡では彗星のようで、星団の中には微かな光が混じり合っているようである」と記している。たて座β星の南東約1.9°に位置する。
M11 は散開星団の中ではかなり星が多く、コンパクトに密集した天体である。鴨が群れている様子に似ているとして、英語では the Wild Duck Cluster と呼ばれる。日本語でもこれを訳して野鴨星団と呼ばれる場合がある。野鴨が群れている様子にみたのはスミスである。このほか、爆発するクラッカーとか熱いガスを吹き出す噴火口とか、ダニとか海賊旗に形をたとえる人がいる。
M11の北西1度にはおうし座RV型の脈動変光星として有名なたて座R星が輝いている。
２２ホワイトホール（Ｍ２２）
M22 (NGC6656) はいて座にある球状星団。距離10400光年。1665年以前にヨハネス・ヘヴェリウスによって発見されている。しかし、エドモンド・ハレーはドイツのアブラハム・イーレが、1665年に土星の運動を研究中に発見したものとしている。1716年ハレーは「この星団は冬至点に近く、小さくてよく輝く」と記している。ジョーンズはゆがんでいる軸は眼視と写真とは異なると主張している。
３３ホワイトホール（Ｍ３３）
さんかく座銀河とも呼ばれ、アンドロメダ銀河と比較的近い位置にある銀河である。
地球から238万～307万光年の距離に位置し、質量は銀河系の0.5から2倍程度とされる。仮にアンドロメダ銀河の254万光年よりも遠ければ、肉眼で見える最も遠い物体である。銀河の直径は約5万光年と推定されている。M33を最初に発見したのはおそらくジョヴァンニ・バッティスタ・ホディエルナ (1597-1660) と考えられている。それとは独立して1764年にシャルル・メシエに発見され、メシエ・カタログの33番に加えられた。メシエは「ほとんど濃淡のない星雲だが、中心部の2/3がやや明るい。星は含んでいない」と記している。淡く広がっているため、普段、視認は困難ではあるが、透明度の良い場所で見た場合視力の良い人では、ぼんやりとした存在に見える。肉眼で見えるかどうか、クヌート・ルントマルクが論じたことがあった。アメリカのアマチュア天文家のハロルド・ペーターソンは肉眼では何度も失敗したが、何だか芯があるかすかな広がりであるとした。大英百科事典ではM33は、オリオン大星雲（Ｍ４２）やM31とならんで、肉眼で見える三大星雲だとされていた。
４４ホワイトホール（Ｍ４４）
プレセペ星団はかに座の中心、γ、η、θ、δの各星で作られる四辺形の中心にある。Praesepe はラテン語で「飼い葉桶」を意味し、γとδが飼い葉桶の餌を食べる2頭のロバに見立てられていたことに由来する。γの固有名アセルス・ボレアリス(Asellus Borealis)は「北のロバ」、δの固有名アセルス・アウストラリス (Asellus Australis) は「南のロバ」という意味である。英語では Beehive といい、蜂の巣の意味である。中国では宋史天文誌に「積屍気（せきしき）」という名前を付けられて、亡くなった人の魂が集まる場所だと考えられていた。
５５ホワイトホール（Ｍ５５）
いて座にある球状星団
双眼鏡でも十分楽しめる比較的大きな星団。口径8cmの望遠鏡でわずかに周辺の微星が見えてくる。集中度XIとまばらな星団だが、東京で南中高度23度と南に低く見えるので日本からは見るための条件が悪く、カタログと比較するとそれほど分離できない。口径10cmで条件が良ければ中心部に白い斑点が見えてくる。口径30cmの望遠鏡で、完全に星を分離して見ることができる。中心部に光が集まっている球状星団も多いが、M55は均一にいびつな形で広がっている。
1195個の星と2個の変光星が発見されている。
６６ホワイトホール（Ｍ６６）
（NGC 3627） しし座／銀河（Sb）
赤経 11h20.2m 赤緯 +12ﾟ59'
光度 8.8等 視直径 8'×3' 距離 2,900万光年）
７７ホワイトホール（Ｍ７７）
メシエ77（別名NGC 1068）は、棒渦巻銀河約4700万光年離れて中星座 くじら座。メシエ77は、活動銀河と活動銀河核の可視波長での天文ほこりによって視界から隠されている（AGN）。分子ディスクと分かりにくくする物質に関連した高温プラズマの直径は、第一による電波の波長で測定したVLBAとVLA。原子核の周りのホットダストはその後による中赤外で測定したのMIDIで楽器VLT I. それは明るいです。 セイファート銀河とタイプ2のものである。
くじら座にあるX線源1H + 001 0244はメシエ77（NGC 1068、M77）と同定されている。
メシエ77によって発見されたピエール·メシャンもともと星雲としてそれを説明した1780年には、。メシャンはその後に彼の発見を伝えチャールズメシエその後、彼の中でオブジェクトをリストされている、カタログ。[ 4 ]メシエとの両方ウィリアム·ハーシェルが星団として、この銀河を説明した。今日は、しかし、オブジェクトは銀河であることが知られている。
星座Cetus（鯨座）
直径１７万光年
６億光年（エロヒム６ユニバース世代周期）
トルネイーダラ銀河の臨界銀河(７７ホワイトホール推定)
赤経 ２ｈ４２ｍ４１ｓ
赤緯 -０゜０ｍ４８ｓ
方位角 ２５１゜８ｍ
高度 ２５゜３７ｍ
８８ホワイトホール（Ｍ８８）
M88（NGC4501）はかみのけ座にある渦巻銀河である。おとめ座銀河団に属している。
1781年メシエによって発見された。メシエは「小さな2個の星の間にある星雲。この一つは6等星。もっとも暗い星雲でM58に似ている」と記した。スミスは「長く楕円形の星雲。青白く北東から南西方向に傾く。視野で星が行列を作る。北の部分は南より明るい。渦状であると推測される」とした。ダレストは「核。すばらしい星雲の領域」と記している。フェーレンベルクはアンドロメダ大星雲のミニチュアであるとした。ウィリアム・ハーシェルは後続する星雲があるとしたが、誰も見た者はいない。
９９ホワイトホール（Ｍ９９）
M99（NGC4254）はかみのけ座にある渦巻銀河である。おとめ座銀河団に属している。
1781年ピエール・メシャンによって発見された。M98、M99、M100はメシャンによって同時に発見されている。同年シャルル・メシエは「星のない星雲で、青白くM98よりやや明るい。7等星と8等星の間にはさまれている」とした。ジョン・ハーシェルは「極めて目立つ目標。明るくまるく中央が明るい。3個の渦状部分からできている」とした。1848年ロス卿は「渦状で明るい星が上にある。星雲の薄い部分がこの星を横切って、ある程度のびている。主な枝は下にあり、右方向に旋回する」とした。ダレストは「大きく明るくピカピカときらめく。枝は少し分かれる。端の方で拡散しているのがはっきりする」とした。銀河を真正面から見たフェイスオン銀河で、M51とともにロス卿によって早い時期に渦状構造が発見された銀河である。
■トレミーの48星座
2世紀の天文学者・クラウディオス・プトレマイオスが定めた48個の星座で、ヨーロッパ、アラビアでは統一した星座が使われるようになった。これらの星座は北半球から見えるものばかりであったが、後に近世の天文学者が南天を中心に新しい星座をつけ加え、現在は星座の数は88になっている。
トレミーの48星座の一覧
４８星座は第８モナド世代周期、天の川銀河の原始銀河（銀河トリガー周期）と推定される。偶然ではなく必然的にモナド集合意識のアヴァターラ（権現）としての星団が顕現しインデックスされるのです。
★黄道星座(12星座)
おひつじ座
おうし座
ふたご座
かに座
しし座
おとめ座
てんびん座
さそり座
いて座
やぎ座
みずがめ座
うお座
★黄道より北側(21星座)
アンドロメダ座
いるか座
うしかい座
おおぐま座
カシオペヤ座
かんむり座
ケフェウス座
ぎょしゃ座
こうま座
こぐま座
こと座
さんかく座
はくちょう座
ペガスス座
へび座
へびつかい座
ヘルクレス座
ペルセウス座
や座
りゅう座
わし座
★黄道より南側(15星座)
アルゴ座 (現在はほ座・とも座・りゅうこつ座の3つに分割されている)
うさぎ座
うみへび座
エリダヌス座
おおいぬ座
おおかみ座
オリオン座
からす座
くじら座
ケンタウルス座
こいぬ座
コップ座
さいだん座
みなみのうお座
みなみのかんむり座
■フェイスオン銀河
真上から見える銀河のことを「フェイスオン銀河」と呼ぶこともあります。M101銀河は代表的なフェイスオン銀河ですが、 その他にもM83銀河やM94銀河があります。一方、真横から見る銀河のことを「エッジオン銀河」と呼んでいます。
こちらの代表的なものには、NGC4656銀河やM104銀河があります。おおぐま座の回転花火銀河M101、おおぐま座の北斗七星の周りには、たくさんの系外銀河が輝いています。 その中でも特に有名な銀河に名前をあげられるのが、このM101銀河です。 今回はこの渦巻銀河の様子をワイドフィールドで撮影して、夜空に浮かぶ小宇宙という感じに仕上げてみました。
星の色もカラフルで綺麗に仕上がってくれました。この銀河は、私たちの住む天の川銀河からは、渦巻きをちょう真上から見る格好になるので、くるりと腕が回っている様子が よくわかります。その渦巻きの様子が回転花火に似ていることから「回転花火銀河」の愛称もあるM101銀河です。
■セイファート銀河
セイファート銀河の一つコンパス座銀河。セイファート2型銀河に分類されている。画像でピンク色に着色されているのは中心領域から銀河の外に放出されている高温ガス。
セイファート銀河（セイファートぎんが、Seyfert galaxy）は活動銀河の一種である。カール・セイファートが1940年代に初めて分類したことからこの名が付けられている。銀河の形態は渦巻銀河または不規則銀河で、極端に明るい中心核を持つのが特徴である。中心核の輝度は銀河本体よりも明るい場合もある。この中心核の活動性は中心に存在する大質量ブラックホールによるものと考えられている。中心核から放射される光は1年以下の時間尺度で変光することから、この光を放出している領域は直径1光年以下の非常に小さな範囲であることが示唆されている。
特徴
セイファート銀河の特徴は、非常に明るい中心核が存在することと、水素・ヘリウム・窒素・酸素などの非常に明るい輝線スペクトルが観測されることである。これらの輝線は広いドップラー幅を持っており、輝線の放射源であるガスが500～4,000km/sという高速で運動していることを示唆している。このことから、これらの輝線は中心ブラックホールを取り巻く降着円盤付近から放射されていると考えられている。
これらの輝線は降着円盤自体の表面から放射されている可能性もあり、また円錐状に放出されている電離ガスの中にある中心エンジンによって照らされたガス雲から出ている可能性もある。輝線を放射している領域の正確な形は観測の分解能が十分でないためにはっきりとは分かっていない。
しかし、降着円盤の各部分は我々の視線に対してそれぞれ異なる速度を持っているので、ブラックホールの周りをガスが速く回っているほど、そこから放出される輝線の幅はより広がるはずである。同様に、中心核に照らされたガス雲も場所ごとに異なる速度を持つと考えられる。
このことから、セイファート銀河の光に見られる輝線のうち幅の狭い線は速度が小さい中心核外縁部から放出され、幅の広い線はよりブラックホールに近い場所に起源を持つと考えられている。このことは、幅の狭い線は検出可能な変光を示さない、すなわち放射域が大きいことと、逆に幅の広い線は比較的短い時間スケールで変光することからも裏付けられる。
幅の狭い輝線を放射している領域を狭線領域 (narrow line region; NLR)、幅の広い輝線を放射している領域を広線領域 (broad line region; BLR) と呼ぶ。このように変光の有無を用いて輝線領域の位置や形態を決める手法を reverberation mapping（反射光マッピングの意）と呼ぶ。
また、セイファート銀河は電波・赤外線・紫外線・X線のスペクトルでも強い輝線を示す。電波での輝線はセイファート銀河のジェットからのシンクロトロン放射であると考えられている。赤外線の輝線は他の波長の電磁波が中心核近くの塵に吸収され再放射されたものである。X線などの高エネルギー光子は、ブラックホール付近の高温コロナによる逆コンプトン散乱によって作られたものと考えられている。
分類
セイファート銀河は1型と2型の2種類に分類される。銀河のスペクトルに幅の狭い輝線と広い輝線を両方含むものが1型で、幅の狭い輝線しか見られないものが2型である。今日ではさらに、幅の狭い輝線と広い輝線の相対強度によって1.5型や1.9型のように細かく分類される場合もある。
現在有力な活動銀河の統一モデルでは、輝線を放射する中心領域を取り巻くように塵のトーラスが存在すると考えられており、我々の視線に対して塵のトーラスが正対している場合には幅の狭い輝線と広い輝線の両方が見られるセイファート1型として観測され、トーラスを横から見る配置の場合には塵によって幅の広い輝線成分が隠されてセイファート2型として観測される、と解釈されている。
また、セイファート2型銀河の中には幅の広い輝線が偏光成分としてのみ観測されるものもある。これは、広線領域からの光が中心核を取り巻く高温ガスのハローによって散乱されて間接的に見えているものと考えられる。この現象はセイファート2型銀河 NGC 1068 で最初に発見された。
----------ウィキペディアより----------------
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